Devoir Maison no Mécanique

Constante De Boltzmann

Description

Niveau: Supérieur
Devoir Maison no 8 Mécanique Problème 1 Déviation de la lumière par les étoiles Ce problème se propose d'établir quelques propriétés simples de l'Univers, telle qu'on les comprend actuellement, mais au moyen de modèles physiques simplifiés. À notre échelle, l'Univers est formé d'étoiles et de leurs planètes, regroupées en amas ou galaxies, ainsi que d'une certaine quantité de gaz interstellaire. Cependant, à plus vaste échelle, nous serons éventuellement amenés à traiter l'Univers comme un système fluide homogène. Données : Célérité de la lumière dans le vide c = 3, 0.108 ms?1 Constante de Boltzmann k = 1, 38.10?23 JK?1 Constante de la gravitation universelle G = 6, 67.10?11 m3kg?1s?2 Constante de Planck 6, 63.10?34 Js Durée d'une année 365, 25 jours = 3, 16.107 s Masse du Soleil M = 1, 99.1030 kg Rayon du Soleil R = 6, 95.108 m Ce problème étudie, dans un modèle non relativiste, la déviation d'une particule par une étoile E, considérée comme une répartition de masse à symétrie sphérique, de rayon R, de masse M et de centre O. La particule étudiée A est ponctuelle et de masse m. On considère le système ? formé de A et E comme isolé. Le référentiel d'étude (K) est galiléen. A Etude du système ? formé de A et E A.

• anneau


• tige


• centre d?inertie du système ?


• vitesse angulaire


• angle de déviation


• vecteur unitaire de l'axe horizontal


• vecteurs unitaires


• conservation du moment cinétique


• mouvement de rotation

Sujets

• Anneau
• Vitesse angulaire
• Mouvement de rotation

Informations

• Publié par: profil-nechor-2012
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• Langue: Français

Extrait

o Devoir Maison n8 MÉcanique

ProblÈme 1DÉviation de la lumiÈre par les Étoiles Ce problÈme se propose d’Établir quelques propriÉtÉs simples de l’Univers, telle qu’on les comprend actuellement, mais au moyen de modÈles physiques simplifiÉs. â notre Échelle, l’Univers est formÉ d’Étoiles et de leurs planÈtes, regroupÉes en amas ou galaxies, ainsi que d’une certaine quantitÉ de gaz interstellaire. Cependant, á plus vaste Échelle, nous serons Éventuellement amenÉs á traiter l’Univers comme un systÈme fluide homogÈne. DonnÉes :

CÉlÉritÉ de la lumiÈre dans le vide Constante de Boltzmann Constante de la gravitation universelle Constante de Planck DurÉe d’une annÉe Masse du Soleil Rayon du Soleil

8−1 c= 3,0.10ms −23−1 k= 1,38.10J K −11 3−1−2 G= 6,67.10sm kg −34 6,63.10J s 7 365,25jours= 3,16.10s 30 M= 1,99.10kg 8 R= 6,95.10m

Ce problÈme Étudie, dans un modÈle non relativiste, la dÉviation d’une particule par une ÉtoileE, considÉrÉe comme une rÉpartition de masse á symÉtrie sphÉrique, de rayonR, de masseMet de centre O. La particule ÉtudiÉeAest ponctuelle et de massem. On considÈre le systÈmeΣformÉ deAetE comme isolÉ. Le rÉfÉrentiel d’Étude(K)est galilÉen.

A Etudedu systÈmeΣformÉ deAetE A.1DÉfinir le rÉfÉrentiel barycentrique du mouvement du systÈmeΣrelativement á(K); on le notera ∗ ∗ (K). Quelle propriÉtÉ importante du rÉfÉrentiel(K)?peut-on affirmer A.2On noteraOun point fixe de(K),Gle centre dŠinertie du systÈme −→−→ −→−→ Σ; on noterar G =OG. On notera aussir=EA(voir figure). Les dÉrivÉes temporelles successives, prises dans le rÉfÉrentiel (K), de ces vecteurs sont −→ −→ −→ −→ −→ dr G −→ d r −→ dv G −→ d v notÉes :v G =,v=,γ G =etγ=. Exprimer la vitesse et dt dtdt dt −→−→−→ l’accÉlÉration deArelativement á(K)en fonction dev G ,v,γet des masses metM. −→ −→−→ A.3Exprimer le moment cinÉtiqueσ O enOdu systÈmeΣrelativement á(K)en fonction der G ,v G , −→−→ 1 1 1 r,vdem T =m+Met de la masse rÉduiteµdÉfinie par= +. Exprimer aussi l’Énergie µ mM −→−→ cinÉtiqueE c du systÈmeΣrelativement(K)en fonction dev G ,v,m T etµ. −→−→ A.4Expliciter l’Équation diffÉrentielle du second ordre qui rÉgit l’Évolution der. On noterar=||r|| et on supposerar > R. −→ ∗ A.5En dÉduire la conservation du moment cinÉtique barycentriqueσdu systÈme. L’Énergie cinÉ- ∗ tique barycentrique du systÈmeEse conserve-t-elle? c

B Trajectoirehyperbolique de la particule A ∗ On se place dans toute la suite du problÈme dans le rÉfÉrentiel(K). On suppose queMm. −→ −→ B.1Montrer dans ce cas queGA=ret que la vitesse deAdans le rÉfÉrentiel barycentrique est −−−−→ −→ ∗ ∗ voisine dev. Relier de mme les constantes du mouvement barycentriquesigmaetEau moment c ∗ cinÉtique et á l’Énergie cinÉtique deAdans le rÉfÉrentiel(K).

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B.2On supposerar > R. Quelle est l’Équation du mouvement deA? Montrer que le mouvement de Aest plan. On appelleraGxyle plan du mouvement ;on repÈre la posi- tion deAdans le planGxypar ses coordonnÉes polairesr= −→−→ GAetθ= (e x , e r ). On notera −→−→ e r ,e θ la base locale polaire correspondante (voir figure ci- contre). −→ ∗ −→ vdθ d ˙ B.3On poseσ .e z =mC. ExpliciterCen fonction deretθ=, puis expliciter la dÉrivÉeen dt dθ −→ −→−→ fonction deG,MetC. En dÉduire que le vecteure=α v−e θ est, pour un choix que l’on prÉcisera de la constanteα, une constante du mouvement. Expliquer pourquoi on ne perd pas de gÉnÉralitÉ dans −→−→ l’Étude du mouvement en posante=ee y avece >0. −→−→ B.4â partir du rÉsultat de la question prÉcÉdente, exprimerv .e θ en fonction deα,eetθ; en p dÉduire l’Équation de la trajectoire, qu’on Écrira sous la forme= 1 +ecosθ. Expliciterpen fonction r deαetC, puis en fonction deC,GetM. â quelle condition, portant sure, la trajectoire deAest-elle hyperbolique ?

C Etudede la trajectoire −→ On ne fait plus ici d’hypothÈse particuliÈre quant á la direction du vecteuredans le planGxydu mouvement. C.1Lorsque la particuleAest encore situÉe á trÈs grande distance de l’ÉtoileE(x A −→ ∞, voir −→ la figure ci-dessus), sa vitessev 0 est colinÉaire áGx; elle a pour normev 0 . L’asymptoteΔá cette trajectoire incidente passe á la distancebdeG. ExprimerCen fonction debetv 0 ; prÉciser en particulier le signe deC. C.2Lorsque la particuleAs’est largement ÉloignÉe de l’ÉtoileE, sa trajectoire est á nouveau une 0 −→→− droiteΔparcourue á la vitesse constantev 1 . Quelle est la norme dev 1 ? −→ −→−→ C.3Exprimer, pourt−→ −∞puis pourt−→+∞, le vecteureprojetÉ sur la basee x ,e y en 0 fonction deα,v 0 et de l’angle de dÉviationΦentre les droitesΔetΔ. En dÉduire une expression de Φ tanen fonction dev 0 ,C,GetM. 2 C.4Lors de son mouvement, la particuleApasse á un certain instant á une distance minimaleddu centre de l’ÉtoileE. â partir par exemple de deux lois de conservation, dÉterminer une Équation du 1 second degrÉ dontest solution. En dÉduire que : d 2 C d= p 2 2 2 2 GM+GM+C v 0 C.5Quel est le sens de variation, pourv 0 fixÉ, de la fonctionΦ(d)reliant l’angle de dÉviation et la distance minimale d’approche? Commenter. C.6Lorsque cette distance minimale correspond á une trajectoire rasante(d=R), quelle est la valeur de la dÉviationΦ 0 ? On montrera que : Φ 0 GM tan = p 2 2 v R(R+ρ) 0 oÙ l’on exprimeraρen fonction deG,Metv 0 . C.7DÉterminer numÉriquementρ, appelÉ rayon de Schwarzschild, dans le cas du Soleil pour une particule de vitessev 0 =c.

D DÉviationde la lumiÈre par le Soleil La lumiÈre est ici traitÉe comme un faisceau de photons, particules dont la massemn’a pas besoin d’tre prÉcisÉe dans la suite (mme si on sait aujourd’hui qu’elle est nulle), et qu’on traitera dans le cadre de la mÉcanique non relativiste (mme si cette approximation n’est pas lÉgitime). Ces photons seront considÉrÉs comme soumis, comme une particule matÉrielle ordinaire, á l’interaction gravitationnelle avec l’Étoile. On admettra que, pour les photons passant á proximitÉ du Soleil,ρR(voir C.6). 2

D.1DÉterminer, en secondes d’arc, la dÉviationΦ 0 correspondant á un photon rasant le Soleil. On prendrav 0 =c. D.2Une expÉdition fut montÉe en mai 1919 pour observer cette dÉviation á l’occasion d’une Éclipse de Soleil. La mÉtÉo ne fut pas trÈs bonne, pas plus donc que la qualitÉ des observations; toutefois, des mesures ultÉrieures menÉes lors de diverses Éclipses de 1922 á 1999 confirmÈrent progressivement une 00 valeur mesurÉe expÉrimentalementΦ e = 1,75. Pourquoi la mesure doit-elle tre menÉe lors d’une Éclipse du Soleil? Commenter la valeur deΦ e .

E Effetsde lentille gravitationnelle La prÉsence d’un astre massifEsur le trajet d’un faisceau de lumiÈre parallÈle provoque une dÉviation des rayons lumineux formant ce faisceau. L’angle de dÉviationΦdÉpend de la distanceb GM entre le rayon ÉtudiÉ et l’astreE, sous la forme :Φ =κ 2 , oÙMest la masse de l’astreE. c b E.1Par analyse dimensionnelle, prÉciser lŠunitÉ de la grandeur constanteκ. E.2Montrer que la dÉviation gravitationnelle de la lumiÈre par l’astreE se comporte, pour un rayon passant á la distancebde l’astreE(cf. figure ci- contre), comme une lentille convergente dont on exprimera la distance focale 0 fen fonction deb,κ,c,GetM. On considÈre un rayon lumineux rasant la surface du Soleil;best donc voisin du rayonRdu Soleil. 0 E.3DÉterminerf; on prendradans ces conditionsκ= 2SIet on exprimera le rÉsultat en annÉes- lumiÈre (une annÉe-lumiÈre est la distance parcourue par la lumiÈre pendant une annÉe). E.4L’observation des astres lointains et peu lumineux est parfois amÉliorÉe lorsque s’interpose, sur le trajet de la lumiÈre entre ces astres et la Terre, une galaxie massive. Pouvez-vous expliquer ce fait?

ProblÈme 2MÉcanique en rÉfÉrentiel non galilÉen Au cours de ce problÈme, nous envisagerons deux situations diffÉrentes d’un petit anneauMde massem, considÉrÉ comme ponctuel, soumis á la pesanteur et susceptible de se dÉplacer sans frotte- ments le long d’une tigeOA, de longueurL, effectuant un mouvement de rotation caractÉrisÉ par une vitesse angulaireωconstante autour d’un axe fixe vertical passant par son extrÉmitÉO. Le rÉfÉrentiel liÉ au laboratoire sera considÉrÉ comme galilÉen. −→−→−→ L’espace est rapportÉ au repÈre cartÉsien(O, e x , e y , e z )liÉ au laboratoire et tel que : −→ –e x : vecteur unitaire de l’axe horizontalOx. −→ –e y : vecteur unitaire de l’axe horizontalOy. −→ –e z : vecteur unitaire de l’axe verticalOz.

A Mouvementdans un plan horizontal La tigeOAse trouve dans le plan horizontal(xOy)et tourne autour de l’axe verticalOzá la vitesse angulaire constanteω. L’anneau est libÉr sans vitesse initiale par rapport á la tige á une distancer 0 du pointO (r 0 < L). On repÈre la position de l’anneau sur la tige par la distanc rentre le pointOet l’anneauM(r=OM). La rÉaction de la tige su −→ −→−→ l’anneau est de la forme :r=R z e z +R θ e θ . On pourra lors des calcul −→−→ vectoriels utiliser les vecteurs unitairese r ete θ dÉfinis de la maniÈr suivante : −→ –e r : vecteur unitaire du plan(Oxy)dirigÉ suivant la tige et orient dans le sens de la tige. −→ –e θ : vecteur unitaire du plan(Oxy), perpendiculaire au vecteur vecteu −→−→−→−→ e r et tel que le repÈre(O, e r , e θ , e z )soit un repÈre direct. L’Étude est menÉe dans le rÉfÉrentiel liÉ À la tige. A.1Faire un schÉma sur lequel apparaissent les forces auxquelles est soumis l’anneau. Ecrire l’ex- pression vectorielle de ces forces en fonction des vecteurs unitaires dÉfinis prÉcÉdemment. A.2Etablir cette Équation diffÉrentielle á partir du principe fondamental de la dynamique. 3

A.3RÉsoudre cette Équation diffÉrentielle en prenant en compte les conditions initiales dÉfinies prÉ- cÉdemment et dÉterminer la solutionr(t)en fonction der 0 , ωett. A.4En dÉduire l’expression du tempsτque va mettre l’anneau pour quitter la tige. On exprimera τen fonction der 0 , Letω. −→ A.5DÉterminer l’expression de la vitessev f , calculÉe dans le rÉfÉrentiel liÉ á la tige, de l’anneau lorsqu’il quitte la tige en fonction deω, r 0 , Let d’un ou plusieurs des vecteurs unitaires dÉfinis prÉcÉ- demment. −→ 0 A.6En dÉduire l’expression de la vitessev, calculÉe dans le rÉfÉrentiel liÉ au laboratoire, de l’an- f neau lorsqu’il quitte la tige en fonction deω, r 0 , Let d’un ou plusieurs des vecteurs unitaires dÉfinis prÉcÉdemment.

B Latige fait un angleαquelconque avec l’axe vertical   π La tigeOAfait un angle<α αavec l’axeOz. La tige 2 tourne autour de l’axeOzavec la vitesse angulaire constante ω. On repÈre la position de l’anneau sur la tige par la distancer entre le pointOet l’anneauM(r=OM). La rÉaction de l tige sur l’anneau est perpendiculaire á la direction de la tig −→ dÉfinie pare T , vecteur unitaire de la tige et orientÉ deOvers A. L’anneau est libÉrÉ sans vitesse initiale par rapport á l tige á une distancer 0 du pointO(r 0 < L). On pourra lors des −→ calculs vectoriels utiliser Également les vecteurs unitairese r −→ ete θ dÉfinis de la maniÈre suivante : −→ –e r : vecteur unitaire du plan(Oxy)dirigÉ suivant la pro- jection de la tige dans le plan(Oxy)et orientÉ dans le sens de la tige. −→ –e θ : vecteur unitaire du plan(Oxy), perpendiculaire au vec- −→−→−→ teur vecteur et tel que le repÈre(O, e r , e θ , e z )soit un repÈre direct. L’Étude est menÉe dans le rÉfÉrentiel liÉ À la tige. B.1Faire un schÉma sur lequel apparaissent les forces auxquelles est soumis l’anneau. Ecrire l’expression vectorielle de ces forces (exceptÉ celle de la rÉaction de la tige sur l’anneau) en fonction des vecteurs unitaires dÉfinis prÉcÉdemment. B.2En appliquant le principe fondamental de la dynamique, Établir l’Équation diffÉrentielle vÉrifiÉe parr(t). B.3RÉsoudre cette Équation diffÉrentielle en prenant en compte les conditions initiales dÉfinies prÉ- cÉdemment et dÉterminer la solutionr(t)en fonction der 0 , α, g, ωett. B.4DÉterminer la position d’Équilibrer eq de l’anneau sur la tige. Exprimerr eq en fonction deω, α etg. Montrer qu’il ne peut exister une position d’Équilibre de l’anneau sur la tigeOAque si la vitesse angulaireωest supÉrieure á une valeur seuilω 0 que l’on dÉterminera. Exprimerω 0 en fonction deα, g etL. B.5On se place dans le cas oÙω > ω 0 , l’anneau Étant dans sa position d’Équilibre. On Écarte lÉgÈre- ment l’anneau de cette position d’Équilibre. DÉterminer, en la justifiant, l’orientation de la rÉsultante des forces appliquÉes á l’anneau. En dÉduire si l’Équilibre est stable ou instable.

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