Quelques notions d''Astrophysique

La méthode des parallaxes permet de mesurer facilement la distance d'étoiles relativement proches. On observe l'étoile à 6 mois d''intervalle ; la distance est calculée par la cotangente de l'angle observé.

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Selon la 3e loi de Képler T² / a³ = k , les orbites des planètes sont des ellipses ; le carré de la période de révolution T est proportionnel au cube de la distance au soleil a (demi-grand axe), k est constant pour les planètes du système solaire (k = 1 si T en années et a en unités astronomiques).

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La force d'attraction entre deux astres est proportionnelle au produit des mases des astres et inversement proportionnelle au carré de leur distance : F = GM₁M₂/d² . G est la constante de la gravitation.

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Dans un système de deux corps, le barycentre est donné par le produit M₁xd₁ = M₂xd₂.

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La loi de Stefan L=σST⁴ montre que la luminosité des étoiles dépend plus de leur température que de leur  taille (L : luminosé, σ : constante de Stefan, S : surface de l'étoile, T  : température surface de l'étoile).

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La loi de Wien explique la couleur des étoiles en donnant le domaine de longueur d'onde correspondant au maximum démission : Λmax.T = 2,898.10^-3. Selon cette loi, le maximum d'émission pour le soleil est dans le vert ; on le perçoit jaune parce que nos yeux sont moins sensibles au bleu.

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Les points de Lagrange sont des points d'équilibre dans des systèmes à 2 corps. Pour le système Terre / Soleil ils sont au nombre de 5. L1 et L2 sont alignés avec le Soleil et la Terre, à une distance de 1 500 000 km de part et d'autre de la Terre. L3 est symétrique à la Terre par rapport au soleil. L4 et L5 sont très stables, ils forment des triangles équilatéraux avec le Soleil et la Terre.