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MÉCANIQUE CÉLESTE

Le problème des n corps

Équations du mouvement des n corps

Soient O l'origine d'un système de référence absolu et n corps Pi de masses mi. Les équations du mouvement du corps Pi sont :

où j varie de 1 à n sans prendre la valeur i. Il y aura donc 3n équations différentielles du second ordre à intégrer pour connaître le mouvement des n corps. Seules dix intégrales premières du mouvement sont connues, et Henri Poincaré a montré qu'il n'existait pas d'autres intégrales premières uniformes du mouvement. On trouve ces intégrales premières de la façon suivante.

Tout d'abord, soit I le centre des masses des n corps défini par :

On en tire :

où M est la somme des masses mi. En dérivant deux fois et compte tenu des équations générales écrites plus haut, on déduit que :

Le point I a donc un mouvement rectiligne et uniforme, ce qui donne six intégrales premières correspondant aux six constantes d'intégration du mouvement du centre des masses. Par ailleurs, puisqu'il n'y a pas de forces extérieures au système des n points, le moment cinétique en O du système est constant :

où C est un vecteur constant, ce qui donne trois intégrales premières correspondant aux trois composantes de ce vecteur.

Enfin, le théorème des forces vives fournit la dixième intégrale première :

où h est une constante et où U est le potentiel défini par :

i étant différent de j.

Ces intégrales premières sont en nombre insuffisant pour qu'on puisse intégrer les équations du mouvement, sauf si n = 2. C'est le mouvement des deux corps, qui est étudié dans le paragraphe précédent. On indiquera plus loin les différentes méthodes qui permettent de résoudre le problème des n corps.

Le problème d'un grand nombre de corps quelconques

Si l'on considère le problème des n corps dans toute sa généralité, on doit résoudre les équations du mouvement pour n corps de masses comparables entre elles, n étant aussi grand que l'on veut, les positions et les vitesses initiales étant distribuées de façon quelconque. C'est le cas, par exemple, dans les ensembles d' étoiles, amas galactiques, amas globulaires, galaxies. Il n'est pas question d'intégrer séparément les équations du mouvement de chacune des étoiles, mais, en revanche, on souhaite connaître l'évolution globale, dans le passé et dans l'avenir, de l'ensemble. On cherche, par exemple, à savoir si un amas va se disperser complètement dans l'espace et en combien de temps, ou bien si, au contraire, les étoiles qui le forment resteront toujours groupées. Pour cela, on fait appel à certaines hypothèses simplificatrices, par exemple que les étoiles ont une distribution sphérique, leur densité numérique augmentant vers le centre. On caractérise l'ensemble des n corps non pas par les coordonnées de chacun d'eux, mais par un nombre limité de paramètres auxquels on applique des théorèmes connus de la mécanique, comme le théorème du viriel. On peut aussi suivre l'évolution des paramètres choisis au moyen d'intégrations numériques rendues faciles et rapides par l'utilisation d'ordinateurs. Cette branche de la mécanique céleste porte le nom de dynamique stellaire.

Les équations aux perturbations

Dans le système solaire, la distribution des masses, des positions et des vitesses est particulière et permet de résoudre le problème des n corps par des méthodes d' approximation.

La masse du Soleil est beaucoup plus grande que celles des planètes, puisque la plus massive d'entre elles, Jupiter, a une masse mille fois plus faible. Il en résulte que la seule force notable qui agit sur une planète est la force d'attraction du Soleil. On est ramené au mouvement de deux corps, le Soleil et la planète, qui a donc un mouvement képlérien autour du Soleil. L'attraction des autres planètes crée des petites[...]

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Écrit par

  • : docteur ès sciences, astronome au Bureau des longitudes

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Pour citer cet article

Bruno MORANDO. MÉCANIQUE CÉLESTE [en ligne]. In Encyclopædia Universalis. Disponible sur : (consulté le )

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Autres références

  • TERRE - Planète Terre

    • Écrit par Jean AUBOUIN, Jean KOVALEVSKY
    • 9 225 mots
    • 9 médias
    La Terre décrit autour du Soleil, dans un plan dit de l'écliptique, une orbite elliptique dont le Soleil occupe un des foyers. Sa distance au Soleil varie ainsi entre 147 103 311 kilomètres, en janvier (périhélie), et 152 105 142 kilomètres, en juillet ( aphélie) ; sa vitesse orbitale s'échelonne...

  • ABERRATION ASTRONOMIQUE

    • Écrit par André BOISCHOT, Jean KOVALEVSKY
    • 983 mots
    • 1 média
    Angle d'aberration - crédits : Encyclopædia Universalis France

    On désigne sous le nom d'aberration un déplacement apparent des astres dû au mouvement relatif de l'observateur et de ces astres, et dont l'origine se trouve dans la valeur finie de la vitesse de la lumière.

    Ce mouvement provient de la rotation de la Terre sur elle-même (aberration...

  • ACTION & RÉACTION, physique

    • Écrit par Jean-Marc LÉVY-LEBLOND
    • 1 498 mots
    ...ici d'un usage plus conforme au sens courant du terme, puisque la question est celle de la capacité des corps à agir l'un sur l'autre sans contact –  telle la force de gravitation du Soleil attirant la Terre à cent cinquante millions de kilomètres de distance. L'attraction universelle de Newton, sous...

  • ARMILLE

    • Écrit par Jacques MÉRAND
    • 340 mots

    Attestée d'abord en Grèce (~ iie s.) puis en Chine (~ ier s.) et en Inde (ive s.), l'armille la plus simple se compose de deux anneaux concentriques, assemblés dans le même plan (armille solsticiale de Proclus, par exemple) ou perpendiculaires l'un à l'autre. Dans ce dernier cas, l'instrument...

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Voir aussi

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