Grand axe. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Le demi-grand axe d'une ellipse Le demi-grand axe (en latin : semiaxis maior) est la moitié du grand axe. Étymologie[modifier | modifier le code] Le grand axe est plus grand (major) que le petit. Définition[modifier | modifier le code] La longueur du demi-grand axe et celle du demi-petit axe et le paramètre Notions équivalentes[modifier | modifier le code] Le cercle étant une ellipse d'excentricité linéaire nulle, le grand axe d'un cercle est don diamètre et son demi-grand axe son rayon. Les paramètres d'une ellipse, dont le demi-grand axe (a) et le demi-petit-axe (b). Les paramètres d'une hyperbole, dont l'axe transverse (a) et son axe conjugué (b). L'hyperbole est une conique d'excentricité linaire supérieure à 1. Astronomie[modifier | modifier le code] Période orbitale[modifier | modifier le code] En astronomie, le demi-grand axe est un élément orbital important, permettant de définir partiellement une orbite.
Orbitant autour d'un autre corps de masse. Lois de Kepler. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre. Pour les articles homonymes, voir Kepler. En astronomie, les lois de Kepler décrivent les propriétés principales du mouvement des planètes autour du Soleil. Elles ont été découvertes par Johannes Kepler à partir des observations et mesures de la position des planètes faites par Tycho Brahe, mesures qui étaient très précises pour l'époque. Copernic avait soutenu en 1543 que les planètes tournaient autour du Soleil, mais il s'appuyait sur le mouvement circulaire uniforme, hérité de l'antiquité grecque, et les moyens mathématiques n'étaient pas si différents de ceux utilisés par Ptolémée pour son système géocentrique.
Les deux premières lois de Kepler sont publiées en 1609 et la troisième en 1618. Énoncé des trois lois de Kepler[modifier | modifier le code] Schéma d'une orbite elliptique, l'excentricité étant très exagérée vis-à-vis de celles des planètes du système solaire. Première loi – Loi des orbites[modifier | modifier le code] soit, avec M>>m. Paramètre gravitationnel standard. Un article de Wikipédia, l'encyclopédie libre.
Le paramètre gravitationnel standard d'un corps, noté (mu), est le produit de la constante de gravitation par la masse de ce corps : Le paramètre gravitationnel standard s'exprime en km3s-2 (kilomètre au cube par seconde au carré) En astrophysique, ce paramètre fournit une simplification pratique des différentes formules liées à la gravitation. Selon que désigne la masse de la Terre ou du Soleil, s'appelle la constante gravitationnelle géocentrique ou héliocentrique. En fait, pour la Terre et le Soleil, ce produit est connu avec une plus grande précision que celle associée à chacun des deux facteurs et . Pour la Terre : Petit objet en orbite stable[modifier | modifier le code] Si , c'est-à-dire si la masse de l'objet en orbite est très inférieure à la masse du corps central : Le paramètre gravitationnel standard pertinent est relatif à la plus grosse masse et non à l'ensemble des deux.