Période de révolution

fertile | Masse | 5,97.1024 kg | Diamètre à l'équateur | 12 756 km | Composition | Principalement du fer et de la roche | Densité moyenne (eau = 1) | 5,52 | Gravité à l'équateur | 1 g | Période de rotation sidérale (1 journée Terrienne) | 23 h 56 min 4 s | Période de révolution sidérale (1 année Terrienne) | 365 j 6 h 9 min | Distance moyenne du soleil (où la distance Terre-Soleil vaut 1) | 1 (149,6.106 km) | Température | De -90°C à +58°C | Nombres de satellites

elle ne possède pas d’atmosphère, rien n’arrête ni ne freine ces petits corps qui viennent s’écraser sur la surface lunaire. La Lune montre toujours la même face depuis la Terre, car la Lune tourne sur elle-même (période de rotation) aussi vite qu’autour de la Terre (période de révolution). La face qu’on ne voit jamais s’appelle « la face cachée ». C’est la sonde spatiale soviétique Luna 3 qui a observé cette face cachée pour la première fois en 1959. QU’APPELLE-T-ON LES PHASES LUNAIRES ? Lorsque

Maroc 2005 – Exercice 2 - Correction 3 G.MS 4π2 .T 2 x(1, 37x3600x24)2 = 2,38 x 108 m Production : ABCM (lycée Lyautey) 3- Satellite saturno-stationnaire 3.1 Un satellite saturno-stationnaire reste à la verticale du même point. Sa période de révolution est égale à la durée d’un jour sur Saturne. TC = TS. 3.2 Altitude de la sonde 3.2.1. On a vu à la question 2.1.2 : RC = Or RC = RS + h et TC = TS donc : h = 3.2.2. h = 3 6, 67x10 −11 x5, 69x1026 2 4π 3 3 G.MS 4 π2 G.MS 2 4π .TC2

aux choses qui passent : le temps des horloges est un temps astronomique (celui du déplacement de la Terre) ; le temps est donc le temps de notre système solaire. Le temps est relatif (versus absolu) : si l’on vivait par exemple sur Jupiter (période de révolution sidérale : presque douze ans), nos montres ne seraient pas valables. Le temps est indépendant des phénomènes physiques. Avec nos montres, nous ne mesurons pas le temps mais une durée. Celui qui prend son temps, fait bien ce qu'il a à faire:ce

( 6,521× 365 × 24 × 3600 ) ²    T2 11 r=  =  = 5,210 m séparent les centres du Soleil et de Rhea. − 19  − 19 3,0 × 10 3, 0 × 10     2. La troisième loi de Kepler comme balance cosmique… 1/ 3 1/ 3 2.1. T ² 4π 2 = r3 G⋅ M T période de révolution du satellite autour de Rhea Sylvia, en s, r distance entre le centre du satellite et le centre de Rhea Sylvia, en m, M masse de Rhea Sylvia, en kg, G constante de gravitation universelle : G = 4π 2 .r 3 T²⋅ M G s’exprime en m3.s-2.kg-1 2

lunes orbitant autour des autres planètes, c'est un phénomène de résonance gravitationnelle qui explique pourquoi la Lune nous présente toujours la même face. Au cours des âges il s'est en fait établit une synchronisation entre sa période de rotation et sa période de révolution, synchronisation d'autant plus parfaite que la Lune est sphérique et relativement homogène. La Lune évolue dans le champ de pesanteur de la Terre. De ce fait, l'hémisphère visible de la Lune subit une attraction de la part de

(périhélie) et est minimale au voisinage du rayon le plus long (aphélie). Dans cette deuxième loi, on déduit que la force exercée sur une planète est constamment dirigée vers le Soleil. (cette loi est valable pour les météorites) loi des périodes: Le carré de la période sidérale T d'un objet (temps entre deux passages successifs devant une étoile lointaine) est directement proportionnel au cube du demi grand axe a de la trajectoire elliptique de l'objet. 〖((2×π)/T)〗^2×a³=k

siècle avant Jésus-Christ Position : Distance moyenne du Soleil : 57 909 227 km (0,39 A.U.) Distance maximale du Soleil : 69 817 445 km (0,47 A.U.) Distance minimale du Soleil : 46 001 009 km (0,31 A.U.) Orbite : Période de rotation : 58,6 jours terrestres. Période orbitale : 87,969 jours terrestres. Vitesse moyenne orbitale : 170 503 km/h Excentricité de l'orbite : 0.20563593 Inclinaison sur l'écliptique : 7° 00’ Inclinaison de l'équateur sur l'orbite : 0° 00’ Circonférence orbitale

1) Les planètes se déplacent le long d’une ellipse, avec le soleil à l'un de ses foyers 2) La ligne qui va du soleil à la planète parcourt des secteurs égaux en des périodes égales Puis, dix ans plus tard il démontra une troisième et dernière loi. Celle-ci consistait à dire que le carré de la durée de la période orbitale « T » est proportionnelle au cube de la distance moyenne « a » du soleil. Bien entendu les lois de Johannes Kepler on été vérifié et confirmé par de nombreuses personnes

raisonnement énergétique, établissez l’équation différentielle du premier ordre relative à la chute. (b) À l’aide … ￿ a d’une séparation des variables, exprimez la durée τ en fonction de M , G, a et x I= dx. a−x 0 (c) Sachant que I = π a et que la période orbitale de la Terre vaut T0 = 1 an, calculez τ . 2 J. Roussel - ENSCR - Sept 2010 4 EXERCICES Travail Puissance Energies Réponses 1. (a) ∆Ec = 2, 55.106 J ≈ 600 g TNT (b) 257 km/h. 2. (a) WA→B = −2F0 (b) WA→B = −4F0 (c) Non. » ￿