Les 3 lois de Kepler (publication en 1609)
Les lois de Kepler sont des lois cinématiques qui décrivent le mouvement des corps célestes ; les lois de Newton en expliqueront plus tard la cause (leur dynamique). Bien qu’ayant été formulées à l’origine pour expliquer le mouvement des planètes, elles peuvent être appliquées à tous corps en orbite autour d’un autre : étoiles doubles, les satellites de Jupiter, etc. Ce sont des lois universelles, hors du domaine quantique.
Première loi de Kepler, la loi des orbites : les planètes décrivent une ellipse dont le Soleil occupe l’un des deux foyers.
Deuxième loi de Kepler, la loi des aires : le rayon Soleil-planète balaie des aires égales pendant des intervalles de temps égaux
–> En pratique, la vitesse des planètes n’est pas constante, elle est fonction de la distance de la planète au Soleil (les planètes se déplacent d’autant plus vite sur leur orbite qu’elles sont proches du Soleil).
Troisième loi de Kepler, la loi des périodes : le carré de la période de révolution est proportionnel au cube du demi grand-axe de l’orbite.
–> Le carré de la période de révolution d’une corps céleste en orbite autour d’un autre objet est proportionnel au cube de la taille de son orbite. Cette loi est utile car il suffit car il suffit de déterminer l’une de ces grandeurs, période ou dimension de l’orbite, pour connaître l’autre.
La loi de la gravitation universelle de Newton (1687)
L’intensité de la force d’attraction entre deux corps est proportionnelle au produit de leurs masses et inversement proportionnelle au carré de leur distance mutuelle.
Newton montra que de nombreux phénomènes, en particulier le mouvement des astres et la chute des corps, pouvaient s’expliquer par l’action d’une force qui faisait s’attirer mutuellement tous les objets.
C’est par exemple la force d’attraction du Soleil qui règle le mouvement des planètes et la force d’attraction de la Terre qui fait chuter les corps à sa surface.
Cette loi permit notamment de découvrir la planète Neptune en 1846 (position calculée par le mathématicien Urbain Le Verrier et confirmée dans la foulée par l’astronome Johann Galle).
La théorie de la relativité restreinte d’Einstein (1905)
Einstein présenta d’abord sa théorie de la relativité restreinte qui révolutionnait notre vision de l’espace et du temps, mettait en évidence l’interdépendance des deux notions et éliminait l’idée d’absolu dans ces concepts.
Cette théorie s’appuie sur la vitesse de la lumière comme devant être une constante fixe. Elle ne dépend pas du mouvement de la source d’émission. Tous les observateurs, quel que soit leur mouvement, mesurent la même valeur.
Avec la relativité restreinte, la simultanéité n’est plus un concept absolu. Si un observateur voit deux événements se produire simultanément en deux endroits distincts, un autre observateur en mouvement par rapport au premier, verra l’un des deux événements se produire avant l’autre. Cette perte de la simultanéité universelle a pour conséquence l’abandon de la notion de temps absolu.
La théorie de la relativité générale d’Einstein (1915)
La relativité générale abandonne la notion de force (i.e. la gravité introduite par la physique Newtonienne) et la remplace par le concept de courbure de l’espace-temps. Les corps célestes adoptent des trajectoires aussi droites que possibles, mais ils doivent se soumettre à la configuration de l’espace-temps.
Loin de toute distribution de matière, la courbure de l’espace-temps est nulle et toutes les trajectoires sont des lignes droites. Près d’un corps massif comme le Soleil, l’espace-temps est déformé et les corps se déplacent sur des lignes courbes. Ainsi la trajectoire des rayons lumineux est courbée en présence de masse. Le Soleil déforme l’espace-temps autour de lui, ce qui entraîne une légère déviation des rayons lumineux qui passent à sa proximité.