Cours de Mécanique céleste classique

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masse inférieure au millième de la masse solaire. La Lune est parmi les satellites, celui qui a la masse la plus
importante par rapport à la celle de sa planète (plus du centième). La petitesse de ces masses relatives explique
que les mouvements observés des planètes ou de leurs satellites soient assez voisins de mouvements képlériens
héliocentriques pour les planètes, et planétocentriques pour les satellites. Cela justifie qu’on cherche à représenter
leurs mouvements par des mouvements képlériens perturbés (cf. la Partie 5).
A titre indicatif, le Tableau 3 donne des éléments d’orbite héliocentrique des 9 planètes principales du système
solaire, en utilisant des éléments du type (3.46). Ces éléments sont donnés avec une précision moyenne, valables
sur une durée limitée à quelques dizaines d’années en relation avec l’approximation purement képlérienne de leur
mouvement. On donne en outre la valeur du moyen mouvement sidéral N en secondes de degré par jour ; cette
valeur n’est pas redondante avec la valeur donnée du demi-grand axe, car elle diffère légèrement de la valeur n
du moyen mouvement que l’on pourrait calculer à partir de la troisième loi de Kepler : n 2 a 3 = K(1 + m). Pour
calculer une position des planètes à un instant t donné à partir des éléments fournis par le Tableau 3, il convient
de calculer la longitude moyenne L par la formule L = N(t − t 0 ) utilisant N à la place de n.
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