Applications linéaires et matrices

Auteurs: Alain Vienne, Marc Fouchard

Système de Laplace-Lagrange

Alain Vienne

Les mouvements de Jupiter et de Saturne sont très proches d'un mouvement képlérien. En effet, chacune de ces planètes est principalement attirée par le Soleil mais très peu par l'autre planète (la masse du Soleil est 1047 fois celle de Jupiter et 3498 fois celle de Saturne; ces 2 planètes étant les plus massives du système solaire). Leurs éléments d'orbite, notamment le demi-grand axe, l'excentricité (e) et la direction du péricentre (\varpi), sont quasi constants. Plus précisément, soit ils varient peu (oscillations rapides de faible amplitude), soit ils varient lentement ("variations séculaires"). On dit que l'influence de Jupiter sur le mouvement de Saturne est une perturbation (et vice versa) du mouvement képlérien. L'objet de la mécanique céleste dans le cas de systèmes perturbés, est de modéliser ces variations.

Laplace (1749-1827) avait déjà montré que les demi-grands axes des planètes n'avaient pas de variations séculaires (plus précisément: à un certain degré d'approximation, les demi-grands axes des planètes n'ont que des petites variations périodiques). Ce qui était, à l'époque, un argument fort en faveur de la stabilité du système solaire.

Il fallait quand même s'assurer que les excentricités n'atteignent pas de valeurs trop grandes. En effet, de grandes excentricités conduisent vite à des collisions! L'objet de cette application est de voir que les variations d'excentricités sont bornées.

On simplifie notablement le calcul et la compréhension en utilisant la variable complexe suivante:

z = e \exp \imath \varpi \ \ \textrm{avec} \ \ \imath = \sqrt{-1}

Par exemple, on verra dans l'exercice suivant que l'"execntricité complexe" z_J asssociée à Jupiter a le mouvement suivant:

lap-lag/laplace_lagrange.gif
"Excentricité complexe" de Jupiter (z_J) qui montre que l'exentricité de Jupiter est bornée.
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Bessou Vienne

Ex: Système de Laplace-Lagrange

Auteur: Alain Vienne

exerciceExercice

Difficulté :    Temps : 1h30

Question 1)

La partie linéaire des équations séculaires relatives à z_J (Jupiter) et à z_S (Saturne) peut s'écrire:

\frac{d\alpha}{dt} = \imath A \alpha \  \rm{avec} \  A = \left( \begin{array}{rr}0.020031 & -0.013114\\-0.032335 & 0.049538\end{array} \right)  \rm{en\ } $''/j$

avec \alpha = \left( \begin{array}{c} z_J \\ z_S \end{array} \right)

Montrer que A est diagonalisable et donner ses valeurs propres (appelées ici, "fréquences propres").

Remarque: on notera les valeurs propres \nu_5 et \nu_6. Ces indices 5 et 6 font référence respectivement à la cinquième et à la sixième ligne de la matrice obtenue par Le Verrier lorsque celui-ci considérait les 8 planètes.

Question 2)

Intégrer le système différentiel en recherchant pour z_J et z_S une solution sous la forme de termes périodiques. On montrera que les valeurs propres de la matrice A sont les fréquences de ces termes périodiques.

Question 3)

Donner les périodes de ces termes périodiques en années.

Question 4)

Sachant qu'à t=0, on a les valeurs:

e_J = 0,04833475 et \varpi_J = 12^{\circ} 43' 15''

e_S = 0,05589231 et \varpi_S = 91^{\circ} 05' 54''

calculer les constantes d'intégration de la solution, puis les amplitudes des termes à très longues périodes des solutions de z_J et z_S (on ne demande pas les phases)

Question 5)

En déduire les valeurs extrêmes que peuvent atteindre les excentricités de Jupiter et de Saturne.

remarqueRemarque

Le fait que le système de Laplace-Lagrange conduit à des valeurs bornées de l'excentricité est illustré par la figure suivante. C'est la variable z_5 qui est représentée.

quasiperiodique_p.png
Solution de la variable en excentricité de Jupiter (z_J) issue d'un système séculaire complet (non linéarisé et avec les 8 planètes).
Crédit : Astrophysique sur Mesure / Vienne

Cette solution diffère de la notre car elle est issue d'un système séculaire complet, c'est à dire non linéarisé et avec les 8 planètes.


Pendule et matrice de Floquet

Auteur: Alain Vienne

Beaucoup de modèles dynamiques, après maintes transformations (hypothèses simplificatrices, moyennisations, ...), ressemblent au modèle du pendule (masse à une distance constante d'un point fixe sous l'effet de la pesanteur). Ici nous allons nous intéresser à un type d'équation du pendule correspondant à l'équation de Mathieu:

\ddot{\theta} + \omega_0^2(1+\varepsilon \cos \omega t ) \theta = 0

Si \varepsilon est nul, c'est l'équation d'un pendule simple pour de petites oscillations. Dans ce cas, \omega_0^2 est inversement proportionnel à la longueur du pendule. On rappelle que la période T_0 est alors \frac{2\pi}{\omega_0}.

Ici \epsilon est un petit paramètre. On dit que le modèle du pendule simple est perturbé. L'équation de Mathieu est un cas particulier de l'équation

\ddot{\theta} +  w^2(t) \theta = 0

w(t) est une fonction périodique de période T qui est utilisée en Mécanique Céleste pour l'étude du mouvement de la Lune.

De manière plus ludique, ces équations peuvent modéliser le mouvement d'une balançoire dont le passager se lève et s'assied (périodiquement) afin de s'élancer. Le fait de se lever et de s'assoir régulièrement revient à déplacer le centre de gravité du passager et donc, revient à faire varier périodiquement la longueur du pendule (ici la balançoire).

L'exercice qui suit ne résoud pas l'équation différentielle. Il cherche simplement à savoir dans quelles conditions la solution est bornée ou non (problème de stabilité). Il est insipré du théorème de Gustave Floquet (1847-1920). C'est un exercice de la théorie des équations différentielles mais il utilise beaucoup l'algèbre linéaire d'où sa présence dans cette partie.


Ex: Pendule et matrice de Floquet

Cet exercice est un classique de la théorie des équations différentielle. On le trouve donc dans la partie "Equations différentielles linéaires". Cependant il utilise beaucoup l'algèbre linéaire d'où sa présence dans cette partie.

Auteur: Alain Vienne

exerciceExercice

Difficulté : ☆☆   Temps : 2h30

Voir l'énoncé


Lever et coucher du Soleil

Marc Fouchard

L'animation ci-dessous illustre le mouvement diurne du Soleil au dessus de l'horizon en un point de latitude \varphi. Le point O correspond à l'observateur. Il observe le mouvement du Soleil au cours d'une journée. Ce mouvement correspond uniquement à un changement de direction dans laquelle le Soleil est observé. Ainsi on peut représenter ce mouvement par un point se déplaçant sur une sphère (sphère céleste) centrée sur O est de rayon qu'on prendra arbitrairement égale à 1.

Sur cette sphère, on peut représenter toutes les directions parallèles à l'horizon, ce qui défini l'horizon céleste. Les astres dont la direction se trouve en dessous de l'horizon céleste ne sont pas visibles depuis O. Sur l'horizon céleste on peut représenter les directions du Sud \mathcal{S}ud, de l'Ouest \mathcal{O}uest, du Nord \mathcal{N}ord et de l'Est \mathcal{E}st. De même, on peut représenter la direction perpendiculaire à l'horizon: le Zénith (Z) et la direction parallèle à l'axe de rotation de la Terre: le pôle céleste Nord (P). Le plan qui coupe la sphère céleste perpendiculaire à la direction (OP) et passant par O, s'appelle l'équateur céleste. Sur l'équateur céleste on note \mathcal{S}ud' la direction du Sud. On note Z' le Nadir, qui correspond à la direction opposée au Zénith, et on note P' le pôle céleste Sud qui correspond à la direction opposée au pôle céleste nord. On remarquera que les points O, \mathcal{N}ord, P et Z sont coplanaires avec \widehat{\overrightarrow{O\mathcal{N}ord},\overrightarrow{OP}}=\varphi.

Ainsi, au cours d'une journée la Terre tourne autour d'un axe parallèle à (OP). Pour l'observateur, ceci ce traduit par un déplacement des astres observés sur des cercles parallèles à l'équateur céleste.

Soit S le point de la sphère céleste indiquant la direction dans laquelle est observé le Soleil depuis O. On appelle M l'intersection de l'arc de grand cercle (PSP') avec l'équateur céleste et N l'intersection de l'arc de grand cercle (ZSZ') avec l'horizon céleste.

On note \delta l'angle \widehat{SOM}, H l'angle \widehat{\mathcal{S}ud'OM}, h l'angle \widehat{SON} et A l'angle \widehat{\mathcal{S}udON}. (A,h) sont appelées les coordonnées locales, alors que (H,\delta) sont les coordonnées horaires. Au court du mouvement diurne d'une étoile seule \delta est constant. Pour le Soleil \delta varie au cours de l'année, mais on peut le considérer constant sur une journée. L'animation permet de modifier \delta afin de voir les variations dans le mouvement diurne en fonction de \delta.

Le but de cette exercice est d'établir des relations entre les coordonnées horaires et locales par des rotations puis d'utiliser ces relations pour calculer les heures de lever et de coucher du Soleil aux solstices et aux équinoxes.

application.png


Ex: Lever et coucher du Soleil

Auteur: Marc Fouchard

exerciceExercice

Difficulté : ☆☆   Temps : 1h

Question 1)

Soit les repères orthonormés suivants :

  • \mathbf{\mathcal{R}}_{SH} le repère (\overrightarrow{OS},\overrightarrow{OU},\overrightarrow{OT}), où \overrightarrow{OT} est perpendiculaire à \overrightarrow{OS} dans le plan (POS) et tel que l'angle \widehat{\overrightarrow{OP},\overrightarrow{OT}} soit inférieur à \pi/2 en valeur absolue et \overrightarrow{OU} complète un repère orthonormé direct.
  • \mathbf{\mathcal{R}}_M le repère (\overrightarrow{OM},\overrightarrow{OU},\overrightarrow{OP}),
  • \mathbf{\mathcal{R}}_H le repère (\overrightarrow{O\mathcal{S}ud'},\overrightarrow{O\mathcal{O}uest},\overrightarrow{OP}),
  • \mathbf{\mathcal{R}}_{SL} le repère (\overrightarrow{OS},\overrightarrow{OV},\overrightarrow{OW}), où \overrightarrow{OW} est perpendiculaire à \overrightarrow{OS} dans le plan (ZOS) et tel que l'angle \widehat{\overrightarrow{OZ},\overrightarrow{OW}} soit inférieur à \pi/2 en valeur absolue et \overrightarrow{OV} complète un repère orthonormé direct.
  • \mathbf{\mathcal{R}}_N le repère (\overrightarrow{ON},\overrightarrow{OV},\overrightarrow{OZ}),
  • \mathbf{\mathcal{R}}_L le repère (\overrightarrow{O\mathcal{S}ud},\overrightarrow{O\mathcal{O}uest},\overrightarrow{OZ}).

Le but de l'exercice est d'établir relations entre les coordonnées horaires et coordonnées locales du Soleil en utilisant des matrices de rotation entre les différents repères.

Montrer que l'on passe du repère \mathcal{R}_{SH} au repère \mathcal{R}_M par une rotation d'angle -\delta et d'axe \overrightarrow{OU}. Donner la matrice de passage \mathcal{M} de la base de \mathcal{R}_{SH} à celle de \mathcal{R}_M .

Question 2)

Montrer que l'on passe du repère \mathcal{R}_M au repère \mathcal{R}_H par une rotation d'angle -H et d'axe \overrightarrow{OP}. Donner la matrice de passage \mathcal{N} de la base de \mathcal{R}_{M} à celle de \mathcal{R}_H .

Question 3)

Montrer que l'on passe du repère \mathcal{R}_{SL} au repère \mathcal{R}_N par une rotation d'angle -h et d'axe \overrightarrow{OV}. Donner la matrice de passage \mathcal{P} de la base de \mathcal{R}_{SL} à celle de \mathcal{R}_N .

Question 4)

Montrer que l'on passe du repère \mathcal{R}_N au repère \mathcal{R}_L par une rotation d'angle -A et d'axe \overrightarrow{OZ}. Donner la matrice de passage \mathcal{Q} de la base de \mathcal{R}_{N} à celle de \mathcal{R}_L.

Question 5)

Montrer que l'on passe du repère \mathcal{R}_H au repère \mathcal{R}_L par une rotation d'angle \pi/2-\varphi et d'axe \overrightarrow{O\mathcal{O}uest}. Donner la matrice de passage \mathcal{T} de la base de \mathcal{R}_{H} à celle de \mathcal{R}_L.

Question 6)

Ecrire les coordonnées de S en fonction de \delta et H dans \mathcal{R}_H.

Question 7)

Ecrire les coordonnées de S en fonction de h et A dans \mathcal{R}_L. Puis les coordonnées de S dans le repère \mathcal{R}_H en fonction de h, A et \varphi. En déduire trois relations, dépendant de \varphi, entre les coordonnées horaires et les coordonnées locales du Soleil.

Question 8)

En déduire les valeurs de l'angle horaire H au moment du lever et du coucher du Soleil en fonction de \varphi et \delta.

Question 9)

En déduire les valeurs de H (mesuré entre -12h et +12h) et de la durée du jour au moment des équinoxes (\delta =0), du solstice d'été \delta= 23,5^{\circ} et du solstice d'hiver (\delta=-23,5^{\circ}) en un point de latitude \varphi=50^{\circ} (approximativement la ville de Lille, France)


Etoiles doubles

Marc Fouchard

Les étoiles doubles correspondent à des couples d'étoiles reliées gravitationnellement l'une à l'autre. Ainsi, les deux étoiles effectuent un mouvement elliptique autour du centre de gravité du couple. La détermination des paramètres de cette ellipse, et en particulier de son demi-grand axe, est particulièrement importante parce qu'elle permet d'obtenir la masse des étoiles.

L'objet de ce petit exercice est juste d'établir le système permettant de déterminer les paramètres de l'équation algébrique d'une conique.


Ex: Etoiles doubles

Auteur: Marc Fouchard

exerciceEtoiles doubles

Difficulté :    Temps : 20 mn

Question 1)

Quelle est l'équation générale d'une conique dans le plan.

Question 2)

Pour une ellipse, on a la contrainte supplémentaire que a\ne0 (entre autre). En déduire une équation de l'ellipse contenant cinq paramètres.

Question 3)

On a donc cinq paramètres indépendants à déterminer. Combien, au moins, nous faut-il d'observation pour pouvoir déterminer les paramètres ?

Question 4)

Soit M_i \left(\begin{array}{c}x_i \\ y_i \end{array}\right) , i=1,\cdots,5, ces 5 observations. Ecrire sous forme matricielle le système à résoudre.

Question 5)

Donner une astuce pour se ramener à la résolution d'un système à trois inconnues que l'on déterminera.


Réponses aux exercices

pages_appli-lin/exo-lap-lag.html

Exercice


pages_appli-lin/exo-lever-coucher.html

Exercice


pages_appli-lin/exo-ed.html

Exercice 'Etoiles doubles'