Johannes Kepler a énoncé trois lois empiriques concernant les mouvement des planètes autour du Soleil qu’on peut étendre aux mouvements des satellites autour des planètes.
Première loi – Loi des orbites
Dans le référentiel héliocentrique, les trajectoires des planètes du système solaire sont des ellipses, dont le Soleil occupe l'un des foyers.
Une ellipse est une sorte de cercle applati.
Elle est caractérisée par son excentricité $e$ (écart au cercle) comprise entre 0 et 1.
La plus grande distance entre deux points de l'ellipse est appelée grand axe et notée $2a$.
La plus petite distance entre deux points de l'ellipse est appelée petit axe et notée $2b$.
$e=0$ $\rightarrow$ $a=b$
$ 0 < e < 1 \rightarrow a > b $
À part mercure, les planètes du système solaire ont une très faible excentricité :
Mercure
Vénus
Terre
Mars
Jupiter
Saturne
Uranus
Neptune
$e$
0,2056
0,0068
0,0167
0,0934
0,0489
0,0565
0,0457
0,0113
Deuxième loi – Loi des aires
Le segment [SP] qui relie le centre P de la planète au centre S du Soleil balaie des aires égales sur des durée égales.
Conséquence sur la vitesse des planètes :
La vitesse de la planète évolue le long de son orbite en fonction de la distance au Soleil :
elle est maximale au périhélie (point le plus proche du Soleil),
et minimale à l'aphélie (point le plus loin du Soleil).
Troisième loi – Loi des périodes
Le quotient du carré de la période de révolution $T$ d'une planète par le cube de la longueur $a$ du demi grand axe de son orbite est égal à une même constante pour toutes les planètes du système solaire.
$$\frac{T^2}{a^3} = k$$
Rq 1 :
La constante dépend de l’astre “central”.
Ainsi tous les satellites de la Terre partagent eux aussi le même quotient mais ce n'est pas le même que pour les planètes autour du soleil ($\frac{T^2}{a^3}=k'≠k$).
Rq 2 :
Ces lois ne sont qu’approximatives. Leur validité supposerait que la masse du Soleil soit infiniment plus grande que celle des planètes.
En réalité, le petit astre ne tourne pas autour du gros mais les deux astres tournent autour de leur centre de masse.
Système en orbite circulaire
D’après la loi d’interaction gravitationnelle, un astre de masse $M_\mathrm{O}$ et de centre de masse O crée en tout point M de l’espace un champ de gravitation $\mathcal{G}$.
$\vec{u}_N$ vecteur unitaire de direction (OM) orienté vers O.
Si un système de masse $m$ n’est soumis qu’à un seul astre attracteur de masse $M_\mathcal{O}>m$, le champ est dit newtonien et le système n’est soumis qu’à la seule force de gravitation $\vec{F}=m\vec{\mathcal{G}}$.
On se place dans un référentiel astrocentrique :
liée à l’astre de centre de masse O et 3 étoiles lointaines supposées fixes.
Le référentiel astrocentrique est supposé galiléen.
Rq : si l'astre est la Terre $\rightarrow$ référentiel géocentrique, et pour le Soleil $\rightarrow$ référentiel héliocentrique.
La trajectoire du système de masse $m$ et de centre de masse M est appelée orbite.
Étudions le mouvement de M dans le cas d’une orbite circulaire en utilisant un repère de Frenet.
Comme $\frac{T^2}{R^3}$ ne dépend pas de la masse $m$ du système, on vient de démontrer la troisième loi de Kepler dans le cas d’une orbite circulaire.
Isolons $T$ :
$$
T = 2\pi \sqrt{\frac{R^3}{\mathcal{G}M_\mathrm{O}}}
$$
On constate que la période de révolution est d'autant plus grande que la distance à l'astre est grande.
On peut en déduire l’altitude d’un satellite géostationnaire.
Un satellite géostationnaire est un satellite immobile dans le référentiel terrestre.
Son orbite est circulaire,
dans le plan équatorial de la Terre,
et sa période vaut la période de rotation de la Terre.
Posons $R=(R_T+h)$ où $R_T$ est le rayon terrestre et $h$ l’altitude du satellite puis isolons $h$ dans la formule :