Gravité et orbites
Lancez des planètes, catapultez une sonde autour de Jupiter et disloquez des disques stellaires : de vraies orbites sous la loi de la gravitation de Newton.
Ceci est de la vraie gravité newtonienne, pas une animation : un intégrateur saute-mouton (leapfrog) à pas adaptatif suit chaque corps et ralentit automatiquement le temps lors des passages rapprochés, si bien que l'énergie reste conservée. Choisissez une scène, faites-la pivoter en 3D, ou lancez vos propres planètes et lisez leurs orbites en unités réelles.
Faites glisser pour pivoter · pincez ou Ctrl + molette pour zoomer · touchez un corps pour lire son orbite
Rencontre rapprochée
Deux étoiles entourées de disques de poussière se croisent. Le disque qui tourne dans le même sens que la rencontre est arraché en un pont de matière et une longue queue de marée ; celui qui tourne à contresens s'en aperçoit à peine. C'est exactement la méthode qu'ont employée Toomre & Toomre en 1972 pour expliquer les galaxies en collision.
Corps sélectionné
Tout a fusionné ou s'est échappé. Appuyez sur Réinitialiser pour recommencer.
- Corps
- 0
- Dérive d'énergie
- 0 %
Variation de l'énergie totale depuis la dernière fusion ou le dernier lancer. Un bon intégrateur la garde infime.
Constantes et sources
- G = 4π² AU³·M☉⁻¹·yr⁻² · 1 AU/yr = 4.740 km/s
- Standish, JPL — planetary elements (1800–2050)
- Akeson et al. 2021, AJ 162, 14 — α Cen AB
- Chenciner & Montgomery 2000 — figure-eight
- Toomre & Toomre 1972, ApJ 178, 623 — tidal tails
Les unités et constantes derrière ces orbites
Cette simulation ne travaille pas en mètres et en kilogrammes, mais en unités astronomiques, masses solaires et années — c'est ce qui garde des nombres à taille humaine. Voici ce que vaut chacune en unités SI.
Ce que vous faites varier
La constante de la loi
- G = 6.67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻² Constante gravitationnelle · la moins bien connue de toutes les constantes fondamentales
Ce que valent en SI les unités de cette simulation
| Unité | En SI | D'où elle vient |
|---|---|---|
| 1 AU | 149,597,870.7 km | Exacte par définition depuis 2012 (UAI) — c'était auparavant la distance moyenne Terre–Soleil |
| 1 M☉ | 1.98841 × 10^30 kg | La masse du Soleil ; l'étalon de masse naturel du Système solaire |
| 1 M⊕ | 5.9722 × 10^24 kg | La masse de la Terre, pour comparer — le Soleil est environ 333 000 fois plus lourd |
| 1 yr | 365.25 jours | L'année julienne utilisée en astronomie, pas l'année du calendrier |
Les valeurs viennent des constantes que la simulation utilise pour intégrer (lib/physics/gravityOrbits.ts) : ce que vous voyez ici est ce qu'elle calcule vraiment. Pour donner l'échelle, la lumière du Soleil met un peu plus de 8 minutes à franchir 1 ua jusqu'à la Terre. Le CNES suit ces trajectoires depuis Toulouse, et le pavillon de Breteuil, à Sèvres, veille sur les unités qui servent à les écrire.
La constante que nous mesurons le plus mal
Tout ici repose sur G = 6,67430 × 10⁻¹¹ m³ kg⁻¹ s⁻². Son incertitude-type vaut ±1,5 × 10⁻¹⁵, soit environ 22 parties par million — des milliers de fois pire que la vitesse de la lumière ou la constante de Planck, exactes par définition. La gravitation est la force que nous savons le moins bien mesurer.
Comparez-la aux autres constantes et à leurs incertitudes →