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05519de43a Fin des exercices à reporter. 2025-01-26 20:50:54 +01:00
6b3be17dde Report exo Diesel 2025-01-26 11:37:56 +01:00
2ba442d406 Report d'un exo moteur 2025-01-26 09:42:31 +01:00
141ebe7c2b Fini report exo climatiseur 2025-01-25 23:41:41 +01:00
90ad7eb2fa Fin de l'exercice avec la droite et le schéma pv 2025-01-25 17:18:50 +01:00
Guyot Vincent
d6aecd7522 Encore svg->tex 2025-01-23 13:24:41 +01:00
fb2452f162 Toujours à la recherche svg tex 2025-01-22 23:10:30 +01:00
Guyot Vincent
4ca02e7409 Premier test svg -> tex 2025-01-22 15:12:24 +01:00
466ee5652d Ajout d'un exo avec une droite sur le diag. pV 2025-01-21 22:34:51 +01:00
914083e752 Ajout d'un exo OS de test 2025-01-20 21:33:23 +01:00
439c94ccc0 Résolution entête Notes et addcontentsline 2025-01-10 22:56:34 +01:00
e4a4cc8cf8 Résolution des problèmes de notes ... mais pas pour l'entête. 2025-01-08 22:40:30 +01:00
Guyot Vincent
e40e5e61e3 Changement url pour césure avec enotez et ajout pour cela du package breakurl 2025-01-08 09:22:13 +01:00
222e6c1f6b Bibliographie avec biber et notes avec enotez 2025-01-07 23:26:27 +01:00
8d63b84dfd Remisage 2024-12-17 21:26:39 +01:00
23206a22b7 Correction de l'énoncé d'un exercice de thermo. 2024-11-26 21:59:53 +01:00
Guyot Vincent
96c0c59132 Vérifications conséquences inplémentation hyperref, correction bugs dans la liste des figures et mise-à-jour des pdf OS et DF 2024-10-03 13:10:01 +02:00
3222f5676b Implémentation d'hyperref avec corrections de multiples adresses url 2024-10-02 23:18:59 +02:00
Guyot Vincent
a31633d127 Correction exemple bilan thermique. 2024-10-02 09:02:34 +02:00
Guyot Vincent
032d67685a Correction d'une erreur dans la thermodynamique OS et passage au nouveau package siunitx. 2024-10-01 14:29:35 +02:00
ae2b00f432 Corrections du module SI pour que la compilation passe et correction dans les exos énergie OS 2024-09-14 21:07:09 +02:00
Guyot Vincent
c5f44aa740 Début des conversions d'écriture en raison du passage au module SI 2024-09-13 10:24:59 +02:00
de1d4b2fd8 Deux exos sur les cycles 2022-11-27 21:02:32 +01:00
747408f7b7 Ajout de la table de comparaison de chaleurs spécifiques en fonction du modèle d'équipartition de l'énergie 2022-11-12 19:48:12 +01:00
77642a67c3 Un ptit u remplacé par un grand U pour la transformation adiabatique 2022-11-07 20:22:39 +01:00
93fffba3d0 Corrections mineurs de trois exos OS 31, 33 et 34 2022-11-02 12:20:50 +01:00
c9af3ee7d5 Changement diamètre->rayon exo pneu 2022-10-28 21:20:36 +02:00
8d0eb13fbc Correction de deux petites fautes aux exos OS 28 et 30 2022-10-18 22:20:29 +02:00
412f230a73 Correction de quelques petites erreurs dans les exos. 2022-09-26 19:22:09 +02:00
0bd40c4e76 Fin des deux derniers exos sur les gaz parfaits. 2022-09-21 15:13:45 +02:00
4d009de98c Encore des exos sur la loi de gaz parfaits. 2022-09-19 18:44:41 +02:00
eff363521f Suite des exos sur les gaz parfaits. 2022-09-19 00:01:55 +02:00
957b1fd814 Ajout des quatre premiers exos sur les gaz parfaits. 2022-09-17 19:00:18 +02:00
e1e726a990 Précisions sur quelques exos 2022-09-12 22:00:55 +02:00
8ff3ea8fc4 Report cours OSDF vers OS 2022-09-11 22:17:38 +02:00
ac85bea521 Deux premiers exos d'incertitudes. 2022-09-11 22:16:06 +02:00
4203a10bc2 Correction d'exos de thermo. 2022-09-11 20:00:45 +02:00
d1c6ff0267 Rédaction exos étoile double 2022-08-31 22:38:59 +02:00
896a531ee7 Corrections mineures annexe incertitudes et dernière section de celle-ci. 2022-08-29 18:11:07 +02:00
33c40a0f08 Corrections mineures dans l'annexe Incertitudes 2022-08-26 18:54:07 +02:00
e3289441a5 Correction d'un exo et corrigé d'un autre (satellite non géostationnaire) 2022-08-24 14:25:11 +02:00
bda4e1b714 Encore deux exos de thermo. 2022-08-16 13:48:19 +02:00
f044c78c7a Report du fichier OS.pdf 2022-08-14 10:51:03 +02:00
101e4e289a Ajout de deux exos de thermo. 2022-08-14 10:49:12 +02:00
9484c0363f Ajout exos dilatation. 2022-08-13 13:34:36 +02:00
31b21a3b2b Ajout des deux premiers exos de thermo. 2022-08-12 20:40:42 +02:00
52e2b8c000 Réécriture de quelques exercices sur la conservation de l'énergie 2022-08-12 13:42:37 +02:00
bc3bce31af Fin ajouts exos 3 et corrections mineures 2022-04-01 19:48:54 +02:00
Guyot Vincent
ca2dbdd962 Ajout discussion méthode résolution alternative selon système exos 3 2022-03-29 15:04:18 +02:00
8d50540001 Fichiers gnuplot oubliés 2022-03-27 12:06:28 +02:00
3239c4b736 Production pdf OS 2022-03-27 12:03:37 +02:00
6ac0e8bdab Retrait fichiers à ignorer 2022-03-27 11:49:35 +02:00
ddc3b8840f Modifications exercices OS 2,3 et 6 2022-03-27 11:32:59 +02:00
89ae7aa334 Ajout licence CC By-Sa 2022-02-06 20:36:57 +01:00
3eaf5d98b9 Report cours DF et OS en pdf. 2021-10-08 23:03:22 +02:00
c058227087 Ajout motivations au premier laboratoire. 2021-10-08 22:55:24 +02:00
0214be657b Fin des corrections de quelques équations de balistique 2021-05-05 08:48:07 +02:00
900f44f0fe Corrections équations adiabatiques 2021-05-02 22:00:30 +02:00
Guyot
e6640116b2 Résolution de divers problèmes liés à une compilation stricte avec vim-latex 2020-09-09 22:37:50 +02:00
Guyot
1235d2bc0e Mise à jour du PDF de la version OS. 2020-01-15 18:34:39 +01:00
Guyot
7bdae262c7 Suppression d'un n dans les équations Diesel et centrage de symboles sur le diagramme pV correspondant. 2020-01-15 18:26:26 +01:00
Guyot
e5983e81ea Correction d'un signe et du diagramme p-V du moteur diesel 2020-01-15 16:57:05 +01:00
Guyot
04574380b3 Correction d'un signe et du diagramme p-V du moteur à essence 2020-01-14 21:43:01 +01:00
Guyot
21f71aaf75 Test de compilation 2020-01-09 11:56:16 +01:00
184 changed files with 461793 additions and 2950417 deletions

11
.gitignore vendored Normal file
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@ -0,0 +1,11 @@
*.aux
*.dvi
*.log
*.lof
*.lof
*.lot
*.ps
*.toc
*.idx
*.gnuploterrors
*.ent

58
=SolutionsOS.tex Normal file
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@ -0,0 +1,58 @@
Output from handle ans going to Solutions.tex
File ans already open
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 2704.
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 2710.
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 2710.
Annexe M.
LaTeX Warning: Command \` invalid in math mode on input line 38.
LaTeX Warning: Command \` invalid in math mode on input line 151.
LaTeX Warning: Command \` invalid in math mode on input line 212.
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 660.
LaTeX Warning: Command \` invalid in math mode on input line 685.
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 704.
LaTeX Warning: Command \` invalid in math mode on input line 730.
LaTeX Warning: Command \' invalid in math mode on input line 746.

View File

@ -1,57 +0,0 @@
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\newlabel{chutedelalune}{{G.2}{191}}
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View File

@ -1,74 +0,0 @@
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\newlabel{\IeC {\'e}nergie cin\IeC {\'e}tique}{{P.3.3}{196}}
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\newlabel{conservatives}{{P.6}{198}}
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\newlabel{travailferme}{{P.6}{199}}
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}

View File

@ -1,63 +0,0 @@
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\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {K.2}\IeC {\'E}nergie hydraulique}{207}\protected@file@percent }
\newlabel{barrageduchatelot}{{K.2}{207}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {K.1}{\ignorespaces Le barrage du Ch\IeC {\^a}telot}}{207}\protected@file@percent }
\newlabel{chatelot@ch\IeC {\^a}telot}{{K.1}{207}}
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\newlabel{riehen}{{K.4}{209}}
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\@setckpt{Annexe-Energies/Annexe-Energies}{
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\setcounter{parentequation}{0}
\setcounter{FancyVerbLine}{0}
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\setcounter{subfigure}{0}
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\setcounter{lotdepth}{1}
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\setcounter{endnote}{71}
\setcounter{OptionTest}{0}
\setcounter{DefaultLines}{2}
\setcounter{DefaultDepth}{0}
\setcounter{L@lines}{3}
\setcounter{L@depth}{0}
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View File

@ -107,14 +107,14 @@ Cela constitue la limite de Betz\index{limite de Betz}.
\subsection{Éoliennes\index{eolienne@éolienne}}
\subsubsection{Éolienne de Collonges-Dorénaz}
Il ne s'agit pas ici de se substituer aux multiples informations qui se trouvent sur internet\endnote{Voir le site de RhônEole~: \url=http://www.rhoneole.ch/=}. Il s'agit simplement d'illustrer la théorie à travers l'exemple concret de la plus grande éolienne de Suisse pour permettre une comparaison avec un barrage comme celui du Châtelot (voir paragraphe \ref{barrageduchatelot}).
Il ne s'agit pas ici de se substituer aux multiples informations qui se trouvent sur internet\endnote{Voir le site de RhônEole~: \url{http://www.rhoneole.ch/}}. Il s'agit simplement d'illustrer la théorie à travers l'exemple concret de la plus grande éolienne de Suisse pour permettre une comparaison avec un barrage comme celui du Châtelot (voir paragraphe \ref{barrageduchatelot}).
Le mât\index{mat@mât} fait pratiquement \SI{100}{\metre} de haut et la longueur des pales\index{pale} est de \SI{33}{\metre}. Le rendement est très proche de la limite de Betz\index{limite de Betz} puisqu'iut 56\%. La puissance maximale est de \SI{2000}{\kilo\watt}, mais la production annuelle est de \SI{3,5}{\giga\watt\hour}. Si la consommation électrique annuelle moyenne d'un ménage est d'environ \SI{2000}{\kilo\watt\hour}, le nombre \(n\) de ménages qui peuvent être alimentés par cette éolienne vaut~:
\[n=\frac{3,5\cdot 10^6}{2000}=1750\,\text{ménages}\]
Comparé au \num{74000} ménages alimentés par le barrage\index{barrage} du Châtelot (parties suisse et française ensemble), cela peut paraître bien peu. Encore faut-il comparer le coût du barrage aux quatre millions d'investissement pour cette éolienne. Et aussi comparer les deux impacts écologiques, les possibilités et le coût de démontage, les risques d'accidents~\dots\ Une juste comparaison nécessite de prendre en compte un nombre de paramètres assez grand pour qu'il ne soit pas possible ici de poursuivre plus avant la comparaison.
\subsubsection{Éoliennes du Mont Soleil (Jura suisse)}
A nouveau l'information se trouve sur internet\endnote{Voir le site de Juvent~: \url=http://www.juvent.ch/=}.
A nouveau l'information se trouve sur internet\endnote{Voir le site de Juvent~: \url{http://www.juvent.ch/}}.
Il faut savoir que cette centrale est constituée de huit éoliennes\index{eolienne@éolienne} d'une puissance allant de 600 à \SI{1750}{\kilo\watt}. Elles ont une hauteur de mât\index{mat@mât} de 45 à \SI{67}{\metre} et des pales\index{pale} de 22 à \SI{33}{\metre}. L'ensemble a produit en 2006 une énergie de \SI{9,176}{\giga\watt\hour}. Cela représente 4588 ménages (à \SI{2000}{\kilo\watt\hour\per\year}). Une fois encore c'est bien peu comparé au barrage\index{barrage} du Châtelot. Mais les remarques faites précédemment restent valables.
@ -128,14 +128,14 @@ Au total, la centrale de Collonges-Dorénaz et celle du Mont Soleil alimentent e
%Si on évoque souvent le faible rendement d'environ 15\% des cellules solaires électriques, on ignore aussi trop souvent les paramètres nécessaires pour envisager son utilisation pour des habitations privées.
\section{Géothermie\index{geothermie@géothermie}}\label{riehen}
Il existe en Suisse une centrale géothermique qui permet un chauffage urbain, à l'instar de Cridor à La Chaux-de-Fonds. Il s'agit de la centrale de Riehen près de Bâle. Elle est constituée de deux pompes à chaleur qui exploitent la chaleur d'une eau à \SI{65}{\degree} provenant d'un forage\index{forage} à \SI{1547}{\metre} (un second forage, distant de \SI{1}{\kilo\metre} du premier, réinjecte de l'eau froide à \SI{1247}{\metre}, avec un débit de \SI{18}{\litre\per\second}). Elle permet d'approvisionner 180 immeubles à Riehen et de nouvelles constructions en Allemagne. L'énergie annuellement produite est de \SI{22,8}{\giga\watt\hour}\endnote{Voir les sites de Géothermie~: \url=http://www.geothermal-energy.ch/= et \url=http://www.ader.ch/energieaufutur/energies/geothermie/index2.php=}. À raison d'environ \SI{20}{\mega\watt\hour\per an} pour une famille de trois personnes, on a une couverture en terme de chauffage à distance (chauffage et eau chaude sanitaire) de~:
Il existe en Suisse une centrale géothermique qui permet un chauffage urbain, à l'instar de Cridor à La Chaux-de-Fonds. Il s'agit de la centrale de Riehen près de Bâle. Elle est constituée de deux pompes à chaleur qui exploitent la chaleur d'une eau à \SI{65}{\degree} provenant d'un forage\index{forage} à \SI{1547}{\metre} (un second forage, distant de \SI{1}{\kilo\metre} du premier, réinjecte de l'eau froide à \SI{1247}{\metre}, avec un débit de \SI{18}{\litre\per\second}). Elle permet d'approvisionner 180 immeubles à Riehen et de nouvelles constructions en Allemagne. L'énergie annuellement produite est de \SI{22,8}{\giga\watt\hour}\endnote{Voir les sites de Géothermie~: \url{http://www.geothermal-energy.ch/} et \url{http://www.ader.ch/energieaufutur/energies/geothermie/index2.php}}. À raison d'environ \SI{20}{\mega\watt\hour\per an} pour une famille de trois personnes, on a une couverture en terme de chauffage à distance (chauffage et eau chaude sanitaire) de~:
\[n=\frac{22'800}{20}=1'140\,\text{ménages}\]
Ce qui représente environ \num{3500} personnes.
\section{Énergie de combustion des déchets\index{energie@énergie!de combustion!des déchets}}
Nous allons prendre pour exemple de ce type de production énergétique la centrale de chauffage à distance de Cridor à La Chaux-de-Fonds dans le Jura suisse. L'objectif est d'avoir un exemple concret de ce qui se fait déjà dans un domaine concernant les énergies renouvelables qui passe souvent trop inaperçu.
La production\endnote{voir dépliant ``Nos déchets = notre énergie'' sur le site~: \url=http://www.cridor.ch/content/doc/brochures.php=} totale d'énergie par cette usine d'incinération est de \SI{85000}{\mega\watt\hour\per\year}. Par comparaison, rappelons que la production du barrage\index{barrage} du Châtelot est de \SI{150000}{\mega\watt\hour\per an} (voir équation \ref{prodchatelot}), soit environ le double.
La production\endnote{voir dépliant ``Nos déchets = notre énergie'' sur le site~: \url{http://www.cridor.ch/content/doc/brochures.php}} totale d'énergie par cette usine d'incinération est de \SI{85000}{\mega\watt\hour\per\year}. Par comparaison, rappelons que la production du barrage\index{barrage} du Châtelot est de \SI{150000}{\mega\watt\hour\per an} (voir équation \ref{prodchatelot}), soit environ le double.
Cette énergie se partage en \SI{60000}{\mega\watt\hour\per\year} pour le chauffage à distance (chauffage des habitations) et \SI{25000}{\mega\watt\hour\per\year} produit par une turbine sous forme électrique, dont \SI{19000}{\mega\watt\hour\per\year} sont vendus. Cela représente \SI{55000}{\tonne\per\year} de déchets incinérés. Le nombre de ménages fournis en énergie électrique est donc de~:
\[n=\frac{19'000\cdot 10^6}{2000\cdot 10^3}=9500\,\text{ménages}\]

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\newlabel{exos}{{L}{211}}
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\newlabel{centaure}{{1}{211}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {L.1.2}Relatifs aux notions de d\IeC {\'e}placement, position et distance parcourue}{211}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {L.1}{\ignorespaces Le rayon de la Terre par Eratosth\IeC {\`e}ne\relax }}{212}\protected@file@percent }
\newlabel{Erathostene}{{L.1}{212}}
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\newlabel{vitrotterresoleil}{{15}{212}}
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%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Climatiseur.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
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\global\let\svgscale\undefined%
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@ -0,0 +1,71 @@
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%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
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After

Width:  |  Height:  |  Size: 13 KiB

View File

@ -0,0 +1,70 @@
%% Creator: Inkscape 1.1.2 (0a00cf5339, 2022-02-04), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagPV.eps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
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\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
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\else%
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\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
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\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,70 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagPV.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{275.228706bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.981988)%
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\setlength\tabcolsep{0pt}%
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\put(0.165051,0.943281){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}p (\(b\))\end{tabular}}}}%
\put(-0.001962,0.861302){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}30\end{tabular}}}}%
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\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,70 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagPV.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
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\setlength{\unitlength}{275.228706bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
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\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.981988)%
\lineheight{1}%
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\put(0.564915,0.373408){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\(T_A=\SI{5}{\kelvin}\)\end{tabular}}}}%
\put(0.740584,0.106082){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}V (\(dm^3\))\end{tabular}}}}%
\put(0.165051,0.943281){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}p (\(b\))\end{tabular}}}}%
\put(-0.001962,0.861302){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}30\end{tabular}}}}%
\put(-0.000496,0.703867){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}24\end{tabular}}}}%
\put(0.009571,0.256691){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}3\end{tabular}}}}%
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\put(0.56275,0.001219){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}9\end{tabular}}}}%
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\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,275 @@
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inkscape:label="Calque 1"
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<path
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<text
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
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sodipodi:role="line"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
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sodipodi:role="line"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
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sodipodi:role="line"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="86.274086"
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id="text51523"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan51521"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="30.393"
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id="text55223"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan55221"
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x="30.393"
y="13.6877">p (\(b\))</tspan></text>
<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="14.1769"
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sodipodi:role="line"
id="tspan72451"
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x="14.1769"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="14.3192"
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sodipodi:role="line"
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style="stroke-width:0.264583"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="15.2967"
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id="text82859"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan82857"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
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id="text86625"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan86623"
style="stroke-width:0.264583"
x="35.327564"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="69.007355"
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id="text90193"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan90191"
style="stroke-width:0.264583"
x="69.007355"
y="105.15681">9</tspan></text>
<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
x="84.432838"
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id="text93743"><tspan
sodipodi:role="line"
id="tspan93741"
style="stroke-width:0.264583"
x="84.432838"
y="105.23286">10</tspan></text>
</g>
</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 10 KiB

View File

@ -0,0 +1,64 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagSImple1.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{339.505505bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.324756)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
\put(0,0){\includegraphics[width=\unitlength]{DiagSImple1.ps}}%
\put(0.122348,0.214092){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{3000}{\kelvin}\\Source\\chaude\end{tabular}}}}%
\put(0.658898,0.214677){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{300}{\kelvin}\\Source\\froide\end{tabular}}}}%
\put(0.374431,0.256503){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Moteur\end{tabular}}}}%
\put(0.302147,0.01654){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{8,25}{\mega\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.537756,0.014135){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{7,05}{\mega\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.630286,0.282877){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{1,2}{\mega\joule}\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,311 @@
<?xml version="1.0" encoding="UTF-8" standalone="no"?>
<!-- Created with Inkscape (http://www.inkscape.org/) -->
<svg
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<g
inkscape:label="Calque 1"
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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id="text8591-3"><tspan
sodipodi:role="line"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
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<text
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</g>
</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 11 KiB

View File

@ -0,0 +1,64 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagSImple2.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{339.505505bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.324756)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
\put(0,0){\includegraphics[width=\unitlength]{DiagSImple2.ps}}%
\put(0.122348,0.214092){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{300}{\kelvin}\\Source\\chaude\end{tabular}}}}%
\put(0.643605,0.214677){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{290}{\kelvin}\\Source\\froide\end{tabular}}}}%
\put(0.138226,0.286804){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Pompe à chaleur\end{tabular}}}}%
\put(0.302147,0.01654){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{65,1}{\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.537756,0.014135){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{60}{\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.601734,0.282877){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{5,1}{\joule}\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,310 @@
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<text
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<text
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<text
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<text
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</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 11 KiB

View File

@ -0,0 +1,64 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'DiagSImple3.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{339.505505bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.324756)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
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\put(0.643605,0.214677){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Source\\froide\end{tabular}}}}%
\put(0.361876,0.262065){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Frigo\end{tabular}}}}%
\put(0.302147,0.01654){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{80}{\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.537756,0.014135){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{60}{\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.601734,0.282877){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{20}{\joule}\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,300 @@
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<text
xml:space="preserve"
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</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 10 KiB

View File

@ -0,0 +1,70 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Diesel.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
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\setlength{\unitlength}{267.018233bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
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\put(0.182951,0.896025){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}p (\(b\))\end{tabular}}}}%
\put(0.045305,0.789772){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}41,4\end{tabular}}}}%
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\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,392 @@
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/M { setmiterlimit } bind def
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0 exch rlineto 0 rlineto closepath } bind def
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{
dup
type /stringtype eq
{ show } { -0.001 mul 0 cairo_font_matrix dtransform rmoveto } ifelse
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currentpoint cairo_store_point
} bind def
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cairo_font exch selectfont cairo_point_x cairo_point_y moveto } bind def
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{ pop cairo_selectfont } if } bind def
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/cairo_font_matrix exch def dup 4 get exch 5 get cairo_store_point
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{ () } ifelse
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Q Q
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View File

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%% Creator: Inkscape inkscape 0.92.4, www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Erathostene.eps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
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\makeatletter%
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\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
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\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
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\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
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\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.62975222)%
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\put(0.42604715,0.33986805){\color[rgb]{0,0,0}\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\(\alpha\)\end{tabular}}}}%
\put(0.62942983,0.46396596){\color[rgb]{0,0,0}\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\(\alpha\)\end{tabular}}}}%
\put(0.62253551,0.41225848){\color[rgb]{0,0,0}\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}L\end{tabular}}}}%
\put(0.37089251,0.2071522){\color[rgb]{0,0,0}\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\(R_{Terre}\)\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

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<text
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</g>
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After

Width:  |  Height:  |  Size: 14 KiB

View File

@ -0,0 +1,69 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Lemoteur.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{238.343827bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
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\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
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\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,1.062624)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
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\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,69 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Lemoteur.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
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\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,1.062624)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
\put(0.06,0.09){\includegraphics[width=0.85\unitlength]{Lemoteur.ps}}%
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View File

@ -0,0 +1,341 @@
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<text
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<text
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<text
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<text
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<text
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sodipodi:role="line"
id="tspan86623"
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<text
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;stroke-width:0.264583"
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id="tspan1875">BC : transformation isotherme</tspan></text>
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</g>
</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 12 KiB

View File

@ -0,0 +1,62 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Machine1.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{339.505505bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,0.324756)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
\put(0,0){\includegraphics[width=\unitlength]{Machine1.ps}}%
\put(0.122348,0.214092){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Source\\chaude\\\SI{400}{\kelvin}\end{tabular}}}}%
\put(0.643605,0.214677){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}Source\\froide\\\SI{300}{\kelvin}\end{tabular}}}}%
\put(0.537756,0.014135){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{3000}{\joule}\end{tabular}}}}%
\put(0.601734,0.282877){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}\SI{2000}{\joule}\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,288 @@
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<text
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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id="text8591"><tspan
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x="17.998"
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<text
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
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style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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After

Width:  |  Height:  |  Size: 9.9 KiB

View File

@ -0,0 +1,62 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Machine2.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
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\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
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\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
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\global\let\svgscale\undefined%
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View File

@ -0,0 +1,288 @@
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</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 9.9 KiB

View File

@ -0,0 +1,62 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'Machine3.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
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%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
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\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
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\begin{picture}(1,0.324756)%
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View File

@ -0,0 +1,290 @@
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<rect
style="fill:none;stroke:#0000ff;stroke-width:0.764996;stroke-linejoin:round;stroke-dasharray:none;stroke-dashoffset:0;stroke-opacity:1"
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y="21.1322" />
<circle
style="fill:none;stroke:#000000;stroke-width:0.764999;stroke-linejoin:round;stroke-dasharray:none;stroke-dashoffset:0;stroke-opacity:1"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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id="text8591-3"><tspan
sodipodi:role="line"
style="stroke-width:0.264583"
x="80.4289"
y="26.2375"
id="tspan8593-7">Source</tspan><tspan
sodipodi:role="line"
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y="36.8208"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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<text
xml:space="preserve"
style="font-size:4.23333px;line-height:1.25;font-family:sans-serif;letter-spacing:0px;word-spacing:0px;stroke-width:0.264583"
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sodipodi:role="line"
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</g>
</svg>

After

Width:  |  Height:  |  Size: 10 KiB

View File

@ -0,0 +1,70 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'MoteurExplosion.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
}%
\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
\ifx\svgwidth\undefined%
\setlength{\unitlength}{267.018233bp}%
\ifx\svgscale\undefined%
\relax%
\else%
\setlength{\unitlength}{\unitlength * \real{\svgscale}}%
\fi%
\else%
\setlength{\unitlength}{\svgwidth}%
\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
\makeatother%
\begin{picture}(1,1.002933)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
\put(0,0){\includegraphics[width=\unitlength]{MoteurExplosion.ps}}%
\put(0.299695,0.794539){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}C\end{tabular}}}}%
\put(0.710262,0.153852){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}V (\(cm^3\))\end{tabular}}}}%
\put(0.182951,0.896025){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}p (\(b\))\end{tabular}}}}%
\put(0.072511,0.785699){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}40\end{tabular}}}}%
\put(0.096914,0.326052){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}4\end{tabular}}}}%
\put(0.237019,0.061){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}100\end{tabular}}}}%
\put(0.577475,0.061){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}600\end{tabular}}}}%
\put(0.648092,0.358363){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}D\end{tabular}}}}%
\put(0.105768,0.199662){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}1\end{tabular}}}}%
\put(0.649625,0.183035){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}A\end{tabular}}}}%
\put(0.2139,0.570903){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}B\end{tabular}}}}%
\put(0.072646,0.537193){\makebox(0,0)[lt]{\lineheight{1.25}\smash{\begin{tabular}[t]{l}12\end{tabular}}}}%
\end{picture}%
\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,391 @@
<?xml version="1.0" encoding="UTF-8" standalone="no"?>
<!-- Created with Inkscape (http://www.inkscape.org/) -->
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inkscape:label="Calque 1"
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<path
style="fill:none;stroke:#000000;stroke-width:0.264583;stroke-linecap:butt;stroke-linejoin:miter;stroke-miterlimit:4;stroke-dasharray:1.05833, 0.264583;stroke-dashoffset:0;stroke-opacity:1"
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˜ š{éäáŽfB鉯•wÁëwA ·Ñðz†Þ“l$Š8y}L&JæóÊi‡øf™EEBªl<12>ʽ^oUÕ´JFnÉìÊxÍÊÛ=ÎuÄ-Ðê]†æ˜Æ†¬©óœ>À‰¹[½ýdl{£¿ÛÞè7åf<E280B9>h´QÇendstream
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0 exch rlineto 0 rlineto closepath } bind def
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/W* { eoclip } bind def
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{ show } { -0.001 mul 0 cairo_font_matrix dtransform rmoveto } ifelse
} forall
currentpoint cairo_store_point
} bind def
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cairo_font exch selectfont cairo_point_x cairo_point_y moveto } bind def
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{ pop cairo_selectfont } if } bind def
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/cairo_font_matrix exch def dup 4 get exch 5 get cairo_store_point
/cairo_font where { pop cairo_selectfont } if } bind def
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cairo_store_point /cairo_font where { pop cairo_selectfont } if } bind def
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{ CairoData CairoDataIndex get /CairoDataIndex CairoDataIndex 1 add def }
{ () } ifelse
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11 dict begin
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/.notdef 0 def
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%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
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View File

@ -0,0 +1,63 @@
%% Creator: Inkscape 1.0.2 (e86c870879, 2021-01-15), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'cycle2.eps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
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\global\let\svgscale\undefined%
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\begin{picture}(1,0.3248728)%
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View File

@ -0,0 +1,198 @@
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After

Width:  |  Height:  |  Size: 7.1 KiB

View File

@ -0,0 +1,63 @@
%% Creator: Inkscape 1.2.2 (b0a8486541, 2022-12-01), www.inkscape.org
%% PDF/EPS/PS + LaTeX output extension by Johan Engelen, 2010
%% Accompanies image file 'cycle3.ps' (pdf, eps, ps)
%%
%% To include the image in your LaTeX document, write
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics{<filename>.pdf}
%% To scale the image, write
%% \def\svgwidth{<desired width>}
%% \input{<filename>.pdf_tex}
%% instead of
%% \includegraphics[width=<desired width>]{<filename>.pdf}
%%
%% Images with a different path to the parent latex file can
%% be accessed with the `import' package (which may need to be
%% installed) using
%% \usepackage{import}
%% in the preamble, and then including the image with
%% \import{<path to file>}{<filename>.pdf_tex}
%% Alternatively, one can specify
%% \graphicspath{{<path to file>/}}
%%
%% For more information, please see info/svg-inkscape on CTAN:
%% http://tug.ctan.org/tex-archive/info/svg-inkscape
%%
\begingroup%
\makeatletter%
\providecommand\color[2][]{%
\errmessage{(Inkscape) Color is used for the text in Inkscape, but the package 'color.sty' is not loaded}%
\renewcommand\color[2][]{}%
}%
\providecommand\transparent[1]{%
\errmessage{(Inkscape) Transparency is used (non-zero) for the text in Inkscape, but the package 'transparent.sty' is not loaded}%
\renewcommand\transparent[1]{}%
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\providecommand\rotatebox[2]{#2}%
\newcommand*\fsize{\dimexpr\f@size pt\relax}%
\newcommand*\lineheight[1]{\fontsize{\fsize}{#1\fsize}\selectfont}%
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\fi%
\global\let\svgwidth\undefined%
\global\let\svgscale\undefined%
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\begin{picture}(1,0.322257)%
\lineheight{1}%
\setlength\tabcolsep{0pt}%
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\endgroup%

View File

@ -0,0 +1,204 @@
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@ -1,6 +1,6 @@
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\chapter{Ordre de grandeur, erreur et incertitudes}
\chapter{Erreur et incertitudes}
\section{Ordre de grandeur}
En physique la représentation des nombres est une chose complexe. Imaginez une mesure de la largeur d'une feuille A4 donnant le résultat de \SI{21,03544329}{\centi\metre}. Quelle en est sa précision ? On peut pour l'évaluer la représenter en millimètre, soit \SI{210,3544329}{\milli\metre}, en micromètre, soit \SI{210354,4329}{\micro\metre}, en nanomètre, soit \SI{210354432,9}{\nano\metre} ou même en Angstr\oe m, soit \SI{2103544329}{\angstrom}.
@ -195,7 +195,7 @@ Nous en resterons ici à un niveau aussi simple que possible en admettant qu'il
Imaginons donc la mesure de la longueur d'une feuille A4 à l'aide d'une règle. La présentation de cette mesure est la suivante~:
\[L=L_m\pm\, I(L_m)\]
où, \(L\) est la grandeur, \(L_m\) sa valeur et \(I(L_m)\) son incertitude absolue. Par exemple, une mesure pourrait donner~:
\[L=\SI{29,0}\pm\, \SI{0,2}{\centi\metre}\]
\[L=\num{29,0}\pm\, \SI{0,2}{\centi\metre}\]
L'origine de l'incertitude absolue\index{incertitude@incertitude!absolue} peut être de diverses nature~:
\begin{enumerate}
\item une estimation de la précision suite à la lecture visuelle sur la règle selon sa graduation, la distance à laquelle ou l'angle sous lequel on la regarde, \dots,
@ -206,7 +206,7 @@ Conformément à ce que nous avons dit plus haut, on ne considérera pas le dern
\medskip
Admettons maintenant qu'on réalise aussi une mesure de la largeur de la feuille, mais avec une règle différente, et obtienne~:
\[l=\SI{21,1}\pm\, \SI{0,3}{\centi\metre}\]
\[l=\num{21,1}\pm\, \SI{0,3}{\centi\metre}\]
\subsection{Addition/soustraction}
Que pouvons-nous dire alors du périmètre de la feuille ?
@ -361,7 +361,7 @@ E_{pot}&=m\cdot g\cdot h\\
I(E_{pot})&=E_{pot}\cdot i(E_{pot})\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot i(m\cdot g\cdot h)\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (i(m)+i(g)+i(h))\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (\frac{i(m)}{m}+\frac{i(g)}{g}+\frac{i(h)}{h})\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (\frac{I(m)}{m}+\frac{I(g)}{g}+\frac{I(h)}{h})\\
\end{align*}
C'est l'exemple le plus simple mettant en jeu des incertitudes relatives.
\item Pour obtenir l'incertitude sur l'énergie cinétique\index{incertitude@incertitude!énergie cinétique}~:
@ -384,4 +384,23 @@ I(v)&=v\cdot i(v)\\
&=\sqrt{2\cdot g\cdot h}\cdot \frac{1}{2}\cdot (\frac{I(g)}{g}+\frac{I(h)}{h})
\end{align*}
avec la même remarque que précédemment pour l'incertitude sur la valeur 2.
\end{itemize}
\end{itemize}
\subsection{Représentation graphique}
Non seulement la représentation des nombres est affectée par les incertitudes puisqu'on doit écrire une grandeur A sous la forme~:
\[A_{grandeur}=A_{mesure}\pm I(A)\]
mais l'incertitude apparaît aussi dans la représentation graphique des mesures.
\begin{figure}
\centering
\caption{Barres d'incertitudes\label{explegraphemruaincertitudes}}
\includegraphics{ExpleGraphe.eps}
\end{figure}
\medskip
Ainsi, en imaginant des mesures de temps et de position pour une chute libre, réalisées respectivement avec une incertitude sur le temps d'un centième de seconde et sur la position d'un milimètre, on peut représenter celles-ci sous forme graphique en utilisant des \og barres d'incertitudes \fg{}. Le graphe \ref{explegraphemruaincertitudes} présente celles-ci, visibles pour chaque mesures, sous la forme de barres verticales et horizontales entourant les points. À droite et en haut du point sont reportés les valeurs positives de l'incertitude et à gauche et en bas, les valeurs négatives.
Si une courbe théorique réalise une prédiction de ces valeurs, on comprend bien qu'elle doit passer par chaque zone rectangulaire formée par les incertitudes, alors qu'elle peut ne pas passer par chaque points, pour être validée par les mesures.
\medskip
Il est donc fondamental de représenter l'ensemble des valeurs reportés graphiquement avec leurs barres d'incertitudes.

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@ -1,6 +1,6 @@
\myclearpage
\chapter{Ordre de grandeur, erreur et incertitudes}
\chapter{Erreur et incertitudes}
\section{Ordre de grandeur}
En physique la représentation des nombres est une chose complexe. Imaginez une mesure de la largeur d'une feuille A4 donnant le résultat de \SI{21,03544329}{\centi\metre}. Quelle en est sa précision ? On peut pour l'évaluer la représenter en millimètre, soit \SI{210,3544329}{\milli\metre}, en micromètre, soit \SI{210354,4329}{\micro\metre}, en nanomètre, soit \SI{210354432,9}{\nano\metre} ou même en Angstr\oe m, soit \SI{2103544329}{\angstrom}.
@ -13,7 +13,7 @@ Par ailleurs, faut-il écrire \SI{21,0}{\centi\metre}, \SI{21}{\centi\metre}, vo
Ce qu'il faut garder à l'esprit, c'est que la représentation choisie peut être porteuse d'une information intéressante quant à la précision de la mesure qui est à son origine. Par exemple, entre \SI{21,0}{\centi\metre} et \SI{21}{\centi\metre}, si il n'y a aucune différence numérique, on peut considérer que la présence du zéro de la première expression signifie que sa précision est de l'ordre du millimètre, alors qu'elle est de l'ordre du centimètre dans la seconde.
\subsection{Chiffres significatifs}
Si on réalise une mesure au centimètre près et qu'on l'écrit comme SI{21,0}{\centi\metre}, on ne peut dire que le chiffre zéro signifie quelque chose. On dira donc que la mesure a été faite avec deux chiffres significatifs et on s'abstiendra d'écrire le zéro. Le nombre de chiffres significatifs dépend donc de l'estimation de la qualité de la mesure, de ce qu'on nomme incertitude et qu'on présentera plus loin. Ainsi, quand cette estimation s'exprime correctement dans l'expression d'un nombre, le nombre de chiffres significatifs \index{chiffres@chiffres!significatifs} est simplement le nombre de chiffres présents, à l'exception des zéros qui pourraient se trouver à gauche du nombre.
Si on réalise une mesure au centimètre près et qu'on l'écrit comme \SI{21,0}{\centi\metre}, on ne peut dire que le chiffre zéro signifie quelque chose. On dira donc que la mesure a été faite avec deux chiffres significatifs et on s'abstiendra d'écrire le zéro. Le nombre de chiffres significatifs dépend donc de l'estimation de la qualité de la mesure, de ce qu'on nomme incertitude et qu'on présentera plus loin. Ainsi, quand cette estimation s'exprime correctement dans l'expression d'un nombre, le nombre de chiffres significatifs \index{chiffres@chiffres!significatifs} est simplement le nombre de chiffres présents, à l'exception des zéros qui pourraient se trouver à gauche du nombre.
\smallskip
Ainsi, écrire \SI{21}{\centi\metre} ou \SI{2,1}{\deci\metre} ne change pas le nombre de chiffres significatifs qui est ici de deux.
@ -31,10 +31,10 @@ Généralement, la notation scientifique se définit par la présence d'une mant
Si on utilise la notation scientifique particulière présentée ci-dessus, l'ordre de grandeur \index{ordre@ordre!de grandeur} d'un chiffre exprimé dans une unité donnée est son exposant.
\medskip
Relevez enfin qu'il ne faut pas confondre notation scientifique et notation d'ingénieur \index{notation@notation!d'ingénieur}. Cette dernière est une notation scientifique dont les exposants sont des multiples de trois. La raison en est que les préfixes des unités changent généralement leurs ordres de grandeur par trois : \SI{1e-3}{\milli\metre}, \SI{1e-6}{\micro\metre} ou \SI{1e-9}{\nano\metre}, etc.
Relevez enfin qu'il ne faut pas confondre notation scientifique et notation d'ingénieur \index{notation@notation!d'ingénieur}. Cette dernière est une notation scientifique dont les exposants sont des multiples de trois. La raison en est que les préfixes des unités changent généralement leurs ordres de grandeur par trois~: \SI{1e-3}{\milli\metre}, \SI{1e-6}{\micro\metre} ou \SI{1e-9}{\nano\metre}, etc.
\section{Écart et erreur}
On peut facilement déterminer l'écart\index{ecart@écart} entre deux valeurs $a$ et $b$ par leur différence $a-b$. On peut, par exemple, mesurer la longueur $L$ des baguettes de pain vendues par un boulanger et déterminer les différents écarts entre elles. Par exemple, on pourrait avoir une série de mesures telles que celle données dans le tableau \ref{baguettepain}.
On peut facilement déterminer l'écart\index{ecart@écart} entre deux valeurs a et b par leur différence a-b. On peut, par exemple, mesurer la longueur L des baguettes de pain vendues par un boulanger et déterminer les différents écarts entre elles. Par exemple, on pourrait avoir une série de mesures telles que celle données dans le tableau \ref{baguettepain}.
\begin{table}[ht]
\centering
@ -66,15 +66,15 @@ On peut facilement déterminer l'écart\index{ecart@écart} entre deux valeurs $
\end{tabular}
\end{table}
On voit immédiatement que le calcul des écarts pose un problème : il faut déterminer les écarts entre chaque baguettes deux par deux. On peut le faire. Mais quel sens cela a-t-il ?
On voit immédiatement que le calcul des écarts pose un problème~: il faut déterminer les écarts entre chaque baguettes deux par deux. On peut le faire. Mais quel sens cela a-t-il ?
Par contre, déterminer quel est l'écart à la moyenne des baguettes est plus instructif. La moyenne vaut \SI{62}{\centi\metre} et la seconde colonne du tableau \ref{baguettepain} présente les écarts. On voit alors facilement que l'écart ne dépasse pas \SI{5}{\centi\metre}. Ce qui peut avoir de l'importance si on a faim.
Par ailleurs, si on sait que le boulanger avait décidé de faire des baguettes de \SI{60}{\centi\metre}, on peut se poser une autre question : quel est l'écart à cette valeur ? La quatrième colonne y apporte une réponse. Comme on utilise ce qu'on peut appeler une référence, on parlera d'\emph{erreur}\index{erreur@erreur}, plutôt que d'écart. Ce qui est alors intéressant, c'est qu'on voit que le boulanger à tendance à faire des baguettes trop grandes. Cela peut avoir une importance pour lui s'il a prévu un budget précis de matières premières pour des baguettes de \SI{60}{\centi\metre}. Cela permet aussi de s'interroger sur la règle utilisée par le boulanger pour estimer la longueur des baguettes. Comme ses baguettes sont trop longues, on peut penser que sa règle est aussi trop longue, ce qui peut avoir pour conséquence une mauvaise estimation de la longueur de la baguette par le boulanger. On parlera alors d'une \emph{erreur systèmatique}\index{erreur@erreur!systématique} induite par un matériel mal calibré. Ce type d'erreur se détecte par la présence d'une importante quantité de signes\index{signe@signe!des écarts} systématiquement positifs ou systématiquement négatifs dans les écarts. En effet, si la règle avait une longueur correcte, l'erreur faite par le boulanger devrait être aléatoirement répartie autour de la valeur de \SI{60}{\centi\metre} et les signes positifs et négatifs des écarts devraient être en nombres à peu près identiques.
Par ailleurs, si on sait que le boulanger avait décidé de faire des baguettes de \SI{60}{\centi\metre}, on peut se poser une autre question~: quel est l'écart à cette valeur ? La quatrième colonne y apporte une réponse. Comme on utilise ce qu'on peut appeler une référence, on parlera d'\emph{erreur}\index{erreur@erreur}, plutôt que d'écart. Ce qui est alors intéressant, c'est qu'on voit que le boulanger à tendance à faire des baguettes trop grandes. Cela peut avoir une importance pour lui s'il a prévu un budget précis de matières premières pour des baguettes de \SI{60}{\centi\metre}. Cela permet aussi de s'interroger sur la règle utilisée par le boulanger pour estimer la longueur des baguettes. Comme ses baguettes sont trop longues, on peut penser que sa règle est aussi trop longue, ce qui peut avoir pour conséquence une mauvaise estimation de la longueur de la baguette par le boulanger. On parlera alors d'une \emph{erreur systématique}\index{erreur@erreur!systématique} induite par un matériel mal calibré. Ce type d'erreur se détecte par la présence d'une importante quantité de signes\index{signe@signe!des écarts} systématiquement positifs ou systématiquement négatifs dans les écarts. En effet, si la règle avait une longueur correcte, l'erreur faite par le boulanger devrait être aléatoirement répartie autour de la valeur de \SI{60}{\centi\metre} et les signes positifs et négatifs des écarts devraient être en nombres à peu près identiques.
Évidemment, la moyenne des écarts à la moyenne est nulle, cela par définition, alors que la moyenne des erreurs ne l'est pas en présence d'une erreur systématique\index{erreur@erreur!systématique}.
Figurent aussi dans le tableau \ref{baguettepain} les écarts et erreurs relatifs\index{ecart@écart!relatif}\index{erreur@erreur!relative} en pourcents. Il s'agit du rapport entre l'écart et la valeur de référence : la moyenne pour l'écart et \SI{60}{\centi\metre} pour l'erreur. Autant pour l'écart que pour l'erreur, on a donc :
Figurent aussi dans le tableau \ref{baguettepain} les écarts et erreurs relatifs\index{ecart@écart!relatif}\index{erreur@erreur!relative} en pourcents. Il s'agit du rapport entre l'écart et la valeur de référence~: la moyenne pour l'écart et \SI{60}{\centi\metre} pour l'erreur. Autant pour l'écart que pour l'erreur, on a donc~:
\begin{equation}
e=\frac{val-val_{ref}}{val_{ref}}\cdot 100
\end{equation}
@ -112,7 +112,7 @@ e=\frac{val-val_{ref}}{val_{ref}}\cdot 100
Ces indications sont importantes si on désire comparer la production de deux boulangers dont la longueur de la baguette de référence n'est pas la même. Considérons le tableau \ref{baguettepain2} qui décrit la production d'un boulanger dont la baguette de référence est de \SI{40}{\centi\metre}. On voit que la moyenne des écarts est nulle comme pour le boulanger précédent. Ce qui est normal en raison du choix de la valeur moyenne comme référence. On voit aussi que la moyenne des erreurs est la même et qu'il y a une grande systématique dans celle-ci, puisqu'elles sont pratiquement toutes positives. Cela signifie probablement, comme précédemment, que l'appareil de mesure à un biais, que la règle utilisée est trop longue. Par contre, on voit grâce à la dernière colonne donnant l'erreur relative que celle-ci est plus importante pour le second boulanger. Cela s'explique facilement. En effet, l'erreur moyenne est la même, mais la baguette de référence du second boulanger est plus courte (\SI{40}{\centi\metre}). Ainsi, malgré la différence de longueur de la baguette de référence, l'erreur relative permet de comparer les erreurs des deux boulangers.
\bigskip
Imaginons maintenant qu'on s'intéresse à la production annuelle de baguettes d'un boulanger, soit des centaines de baguettes. Il devient difficile de les représenter dans un tableau, surtout si on fait des mesures d'une précision supérieures au centimètre. On peut alors réaliser des classes de mesures (on parle d'enclassement\index{enclassement@enclassement}) en mettant par exemple, toutes les baguettes entre \SI{42,5}{\centi\metre} et \SI{43,4}{\centi\metre} dans la classe des baguettes de \SI{43}{\centi\metre}. En procédant de la même manière pour les autres valeurs, on peut alors obtenir des mesures comme celles présentées dans le tableau \ref{enclassementbaguettes} où L est la longueur des baguettes et n le nombre de baguettes dans la classe associée à cette longueur, soit la fréquence d'apparition de la longueur.
Imaginons maintenant qu'on s'intéresse à la production annuelle de baguettes d'un boulanger, soit des centaines de baguettes. Il devient difficile de les représenter dans un tableau, surtout si on fait des mesures d'une précision supérieures au centimètre. On peut alors réaliser des classes de mesures (on parle denclassement\index{enclassement@enclassement}) en mettant par exemple, toutes les baguettes entre \SI{42,5}{\centi\metre} et \SI{43,4}{\centi\metre} dans la classe des baguettes de \SI{43}{\centi\metre}. En procédant de la même manière pour les autres valeurs, on peut alors obtenir des mesures comme celles présentées dans le tableau \ref{enclassementbaguettes} où L est la longueur des baguettes et n le nombre de baguettes dans la classe associée à cette longueur, soit la fréquence d'apparition de la longueur.
\begin{table}[ht]
\centering
@ -195,7 +195,7 @@ Nous en resterons ici à un niveau aussi simple que possible en admettant qu'il
Imaginons donc la mesure de la longueur d'une feuille A4 à l'aide d'une règle. La présentation de cette mesure est la suivante~:
\[L=L_m\pm\, I(L_m)\]
où, \(L\) est la grandeur, \(L_m\) sa valeur et \(I(L_m)\) son incertitude absolue. Par exemple, une mesure pourrait donner~:
\[L=\SI{29,0}\pm\, \SI{0,2}{\centi\metre}\]
\[L=\num{29,0}\pm\, \SI{0,2}{\centi\metre}\]
L'origine de l'incertitude absolue\index{incertitude@incertitude!absolue} peut être de diverses nature~:
\begin{enumerate}
\item une estimation de la précision suite à la lecture visuelle sur la règle selon sa graduation, la distance à laquelle ou l'angle sous lequel on la regarde, \dots,
@ -206,7 +206,7 @@ Conformément à ce que nous avons dit plus haut, on ne considérera pas le dern
\medskip
Admettons maintenant qu'on réalise aussi une mesure de la largeur de la feuille, mais avec une règle différente, et obtienne~:
\[l=\SI{21,1}\pm\, \SI{0,3}{\centi\metre}\]
\[l=\num{21,1}\pm\, \SI{0,3}{\centi\metre}\]
\subsection{Addition/soustraction}
Que pouvons-nous dire alors du périmètre de la feuille ?
@ -220,7 +220,7 @@ Mais qu'en est-il de son incertitude ? Pour la connaître, on va calculer l'ince
\begin{equation*}
s=l_1+l_2\;;\;l_1=l_{1m}\pm\, I(l_{1m})\;;\;l_2=l_{2m}\pm\, I(l_{2m})
\end{equation*}
alors, on peut calculer les extrèmums~:
alors, on peut calculer les extremums~:
\begin{align*}
s_{max}&=l_{1\,max}+l_{2\,max}\\
&=l_{1m}+I(l_{1m})+l_{2m}+I(l_{2m})\\
@ -321,7 +321,7 @@ Ainsi, le résultat final est~:
\smallskip
L'expression du calcul en pourcent permet de se rendre compte que c'est la mesure de la largeur de la feuille qui est la plus imprécise (1,4\% contre 0,7\% pour la longueur) et que l'incertitude relative est relativement faible (2,1\%).
Par ailleurs, un problème se pose quant à l'expression du résultat dont l'incertitude absolue est arrondie : jusqu'où devons nous aller dans l'arrondi ? Il n'existe pas de réponse logique à ce problème. Mais avec l'incertitude absolue obtenue, on se rend compte que le plus grand chiffre affecté par celle-ci est celui des dizaines de centimètres. Comme l'incertitude absolue est supérieure à \SI{10}{\centi\metre\squared}, il est courant dans ce cas, d'utiliser le chiffre des dizaines arrondis à sa limite supérieure, soit \SI{20}{\centi\metre\squared}, pour écrire le résultat sous la forme~:
Par ailleurs, un problème se pose quant à l'expression du résultat dont l'incertitude absolue est arrondie~: jusqu'où devons nous aller dans l'arrondi ? Il n'existe pas de réponse logique à ce problème. Mais avec l'incertitude absolue obtenue, on se rend compte que le plus grand chiffre affecté par celle-ci est celui des dizaines de centimètres. Comme l'incertitude absolue est supérieure à \SI{10}{\centi\metre\squared}, il est courant dans ce cas, d'utiliser le chiffre des dizaines arrondis à sa limite supérieure, soit \SI{20}{\centi\metre\squared}, pour écrire le résultat sous la forme~:
\[S=\SI{611,9}\pm\, \SI{20}{\centi\metre\squared}\]
ou, par changement du préfixe de l'unité~:
\[S=\SI{6,1}\pm\, \SI{0,2}{\centi\metre\squared}\]
@ -361,7 +361,7 @@ E_{pot}&=m\cdot g\cdot h\\
I(E_{pot})&=E_{pot}\cdot i(E_{pot})\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot i(m\cdot g\cdot h)\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (i(m)+i(g)+i(h))\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (\frac{i(m)}{m}+\frac{i(g)}{g}+\frac{i(h)}{h})\\
&=m\cdot g\cdot h\cdot (\frac{I(m)}{m}+\frac{i(g)}{g}+\frac{i(h)}{h})\\
\end{align*}
C'est l'exemple le plus simple mettant en jeu des incertitudes relatives.
\item Pour obtenir l'incertitude sur l'énergie cinétique\index{incertitude@incertitude!énergie cinétique}~:
@ -384,4 +384,23 @@ I(v)&=v\cdot i(v)\\
&=\sqrt{2\cdot g\cdot h}\cdot \frac{1}{2}\cdot (\frac{I(g)}{g}+\frac{I(h)}{h})
\end{align*}
avec la même remarque que précédemment pour l'incertitude sur la valeur 2.
\end{itemize}
\end{itemize}
\subsection{Représentation graphique}
Non seulement la représentation des nombres est affectée par les incertitudes puisqu'on doit écrire une grandeur A sous la forme~:
\[A_{grandeur}=A_{mesure}\pm I(A)\]
mais l'incertitude apparaît aussi dans la représentation graphique des mesures.
\begin{figure}
\centering
\caption{Barres d'incertitudes\label{explegraphemruaincertitudes}}
\includegraphics{ExpleGraphe.eps}
\end{figure}
\medskip
Ainsi, en imaginant des mesures de temps et de position pour une chute libre, réalisées respectivement avec une incertitude sur le temps d'un centième de seconde et sur la position d'un milimètre, on peut représenter celles-ci sous forme graphique en utilisant des \og barres d'incertitudes \fg{}. Le graphe \ref{explegraphemruaincertitudes} présente celles-ci, visibles pour chaque mesures, sous la forme de barres verticales et horizontales entourant les points. À droite et en haut du point sont reportés les valeurs positives de l'incertitude et à gauche et en bas, les valeurs négatives.
Si une courbe théorique réalise une prédiction de ces valeurs, on comprend bien qu'elle doit passer par chaque zone rectangulaire formée par les incertitudes, alors qu'elle peut ne pas passer par chaque points, pour être validée par les mesures.
\medskip
Il est donc fondamental de représenter l'ensemble des valeurs reportés graphiquement avec leurs barres d'incertitudes.

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@ -1,58 +0,0 @@
\relax
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {F}MRUA d\IeC {\'e}veloppements}{189}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {F.1}La position}{189}\protected@file@percent }
\newlabel{demo}{{F.1}{189}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {F.1}{\ignorespaces \emph {Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galil\IeC {\'e}e}}{189}\protected@file@percent }
\newlabel{deuxsciences}{{F.1}{189}}
\newlabel{pratique}{{F.2}{189}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {F.2}Une autre relation bien pratique}{189}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {F.2.1}Cin\IeC {\'e}matique}{189}\protected@file@percent }
\newlabel{sanst}{{F.2}{190}}
\newlabel{demo2}{{F.2.1}{190}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {F.2.2}\IeC {\'E}nergie}{190}\protected@file@percent }
\@setckpt{Annexe-MRUA/Annexe-MRUA}{
\setcounter{page}{191}
\setcounter{equation}{2}
\setcounter{enumi}{2}
\setcounter{enumii}{0}
\setcounter{enumiii}{0}
\setcounter{enumiv}{0}
\setcounter{footnote}{0}
\setcounter{mpfootnote}{0}
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}

View File

@ -36,7 +36,7 @@ C'est ce qu'il fallait démontrer.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée]{\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée\label{deuxsciences} \par \scriptsize{Discours dans lesquels Galilée présente ses expériences sur la chute des corps et fonde la mécanique. Il tente aussi d'y créer une science de la résistance des matériaux\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Galileo_Galilei\%2C_Discorsi_e_Dimostrazioni_Matematiche_Intorno_a_Due_Nuove_Scienze\%2C_1638_\%281400x1400\%29.png=.}}}
\caption[\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée]{\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée\label{deuxsciences} \par \scriptsize{Discours dans lesquels Galilée présente ses expériences sur la chute des corps et fonde la mécanique. Il tente aussi d'y créer une science de la résistance des matériaux}}
\includegraphics[width=6cm]{Discorsi_e_Dimostrazioni_Matematiche.eps}
\end{figure}
@ -44,7 +44,7 @@ C'est ce qu'il fallait démontrer.
\subsection{Cinématique}
Jusqu'à présent, les relations obtenues (la vitesse et la position) sont fonctions du temps. Il est néanmoins pratique dans bien des cas de disposer d'une relation où le facteur temps n'apparaît pas. Cette relation est facilement obtenue en éliminant le temps des deux équations de la vitesse et de la position. Pour le calcul on part de équations du MRUA suivantes~:
Jusqu'à présent, les relations obtenues (la vitesse et la position) sont fonctions du temps (voir figure \ref{deuxsciences}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Galileo\_Galilei\%2C\_Discorsi\_e\_Dimostrazioni\_Matematiche\_Intorno\_a\_Due\_Nuove\_Scienze\%2C\_1638\_\%281400x1400\%29.png}.}). Il est néanmoins pratique dans bien des cas de disposer d'une relation où le facteur temps n'apparaît pas. Cette relation est facilement obtenue en éliminant le temps des deux équations de la vitesse et de la position. Pour le calcul on part de équations du MRUA suivantes~:
\begin{align*}
v&=a_{o}\cdot t+v_{o}\\

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@ -0,0 +1,87 @@
\myclearpage
\chapter{MRUA développements}
\section{La position\index{position}}
\lettrine{P}{our un MRUA}, la position est donnée par \label{demo}:
\begin{equation}
\fbox{\(\displaystyle x=\frac{1}{2}\cdot a\cdot t^{2}+v_{o}\cdot t+x_{o}\)}
\end{equation}
Démonstration~:
Par définition la vitesse moyenne est~:
\[\overline{v}=\frac{x-x_{o}}{t}\;\Rightarrow\; x=\overline{v}\cdot t+x_{o}\]
Mais, la vitesse moyenne peut aussi s'exprimer par~:
\[\overline{v}=\frac{v+v_{o}}{2}\]
Ainsi, on a~:
\[x=\overline{v}\cdot t+v_{o}=\frac{v+v_{o}}{2}\cdot t+x_{o}\]
Or, par définition de l'accélération (constante)~:
\[\overline{a}=a_{o}=\frac{v-v_{o}}{t}\;\Rightarrow\; v=a_{o}\cdot t+v_{o}\]
Donc, on a~:
\begin{align*}
x&=\frac{v+v_{o}}{2}\cdot t+x_{o}=\frac{a_{o}\cdot t+v_{o}+v_{o}}{2}+x_{o}\\
&=\frac{1}{2}\cdot a\cdot t^{2}+v_{o}\cdot t+x_{o}
\end{align*}
C'est ce qu'il fallait démontrer.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée]{\emph{Discours concernant deux sciences nouvelles} de Galilée\label{deuxsciences} \par \scriptsize{Discours dans lesquels Galilée présente ses expériences sur la chute des corps et fonde la mécanique. Il tente aussi d'y créer une science de la résistance des matériaux\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Galileo\_Galilei\%2C_Discorsi_e_Dimostrazioni_Matematiche_Intorno_a_Due_Nuove_Scienze\%2C_1638_\%281400x1400\%29.png=.}}}
\includegraphics[width=6cm]{Discorsi_e_Dimostrazioni_Matematiche.eps}
\end{figure}
\section{Une autre relation bien pratique\label{pratique}}
\subsection{Cinématique}
Jusqu'à présent, les relations obtenues (la vitesse et la position) sont fonctions du temps. Il est néanmoins pratique dans bien des cas de disposer d'une relation où le facteur temps n'apparaît pas. Cette relation est facilement obtenue en éliminant le temps des deux équations de la vitesse et de la position. Pour le calcul on part de équations du MRUA suivantes~:
\begin{align*}
v&=a_{o}\cdot t+v_{o}\\
x&=\frac{1}{2}\cdot a\cdot t^{2}+v_{o}\cdot t+x_{o}
\end{align*}
Elles constituent généralement un système de deux équations à deux inconnues, dont le temps t est l'une d'elles. Pour résoudre ce système et éliminer le temps par substitution, on tire t de la première équation~:
\[t=\frac{v-v_{o}}{a_{o}}\]
et on le remplace dans la seconde (faire le contraire est aussi réalisable, mais mathématiquement plus complexe)~:
\begin{align*}
x&=\frac{1}{2}\cdot a_{o}\cdot(\frac{v-v_{o}}{a_{o}})^{2}+v_{o}\cdot\frac{v-v_{o}}{a_{o}}+x_{o}\\
&=\frac{1}{2}\cdot a_{o}\cdot\frac{(v-v_{o})^{2}}{a_{o}^{2}}+v_{o}\cdot\frac{v-v_{o}}{a_{o}}+x_{o}\\
&=\frac{1}{2}\cdot\frac{v^{2}-2\cdot v\cdot v_{o}+v_{o}^{2}}{a_{o}}+\frac{v\cdot v_{o}-v_{o}^{2}}{a_{o}}+x_{o}\\
&=\frac{v^{2}-2\cdot v\cdot v_{o}+v_{o}^{2}+2\cdot v\cdot v_{o}-2\cdot v_{o}^{2}}{2\cdot a_{o}}+x_{o}
\end{align*}
\[\Rightarrow\; x=\frac{v^{2}-v_{o}^{2}}{2\cdot a_{o}}+x_{o}\;\Rightarrow\]
\begin{equation}\label{sanst}
\fbox{\(v^{2}=v_{o}^{2}+2\cdot a_{o}\cdot(x-x_{o})\)}
\end{equation}
Cette relation\label{demo2} est indépendante du temps t. Elle est canoniquement présentée sous cette forme.
\subsection{Énergie}
Il faut relever que la relation \ref{sanst} peut aussi être obtenue grâce au théorème de conservation de l'énergie. En effet, imaginons un objet de masse \(m\) à une hauteur \(h\) qu'on lance à une vitesse \(v_o\) vers le bas. Son énergie cinétique initiale est non nulle, de même que son énergie potentielle initiale. Son énergie potentielle finale est nulle. Par contre, son énergie cinétique finale ne l'est pas. Par conservation de l'énergie, on peut écrire~:
\begin{gather*}
E_{cin}^i+E_{pot}^i=E_{cin}^f+E_{pot}^f\;\Rightarrow\\
\frac{1}{2}\cdot m\cdot v_o^2+m\cdot g\cdot h=\frac{1}{2}\cdot m\cdot v^2\;\Rightarrow\\
v^2=v_o^2+2\cdot g\cdot h
\end{gather*}
Soit, de manière plus générale, en posant \(g=a\) et \(h=x-x_o\), ce qu'il fallait démontrer~:
\begin{equation*}
\fbox{\(v^{2}=v_{o}^{2}+2\cdot a_{o}\cdot(x-x_{o})\)}
\end{equation*}

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@ -1,90 +0,0 @@
\relax
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.1}{\ignorespaces Mar\IeC {\'e}e}}{199}\protected@file@percent }
\newlabel{maree}{{J.1}{199}}
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {J}Mar\IeC {\'e}es}{199}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\newlabel{chapmarees}{{J}{199}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.1}Introduction}{199}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.2}Centre de gravit\IeC {\'e}}{199}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.2}{\ignorespaces Syst\IeC {\`e}me Terre-Lune\relax }}{200}\protected@file@percent }
\newlabel{systterrelune}{{J.2}{200}}
\newlabel{distgrav}{{J.1}{200}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.3}Force d'inertie}{200}\protected@file@percent }
\newlabel{acccentr}{{J.2}{200}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.3.1}Vitesse angulaire}{200}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.3}{\ignorespaces Syst\IeC {\`e}me Terre-Lune-eau\relax }}{200}\protected@file@percent }
\newlabel{systterreluneeau}{{J.3}{200}}
\newlabel{omega}{{J.3}{200}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.3.2}Force d'inertie}{200}\protected@file@percent }
\newlabel{forceinertie}{{J.4}{200}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.4}Poids relatif}{201}\protected@file@percent }
\newlabel{Newacc}{{J.5}{201}}
\newlabel{DLmaree}{{J.6}{201}}
\newlabel{secondeloimaree}{{J.7}{201}}
\newlabel{forcedemareebalance}{{J.8}{201}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.5}Analyse diff\IeC {\'e}rentielle}{201}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.6}Autres rythmes}{201}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.4}{\ignorespaces D\IeC {\'e}calage horaire}}{202}\protected@file@percent }
\newlabel{decalage}{{J.4}{202}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.1}D\IeC {\'e}calages}{202}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.2}Mar\IeC {\'e}es de vives et mortes eaux}{202}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.5}{\ignorespaces Vives et mortes eaux}}{202}\protected@file@percent }
\newlabel{vivemorteeau}{{J.5}{202}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.3}Mar\IeC {\'e}es d'\IeC {\'e}quinoxes}{202}\protected@file@percent }
\citation{BS07}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.4}Mar\IeC {\'e}es de p\IeC {\'e}rig\IeC {\'e}e et p\IeC {\'e}rih\IeC {\'e}lie}{203}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.5}Mar\IeC {\'e}es de d\IeC {\'e}clinaison}{203}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.6.6}Retards et mar\IeC {\'e}es c\IeC {\^o}ti\IeC {\`e}res}{203}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {J.7}Limite de Roche}{203}\protected@file@percent }
\newlabel{limroche}{{J.7}{203}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.6}{\ignorespaces Limite de Roche}}{204}\protected@file@percent }
\newlabel{roche}{{J.6}{204}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.7.1}Mod\IeC {\`e}le simplifi\IeC {\'e}}{204}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {J.7}{\ignorespaces Limite de Roche}}{205}\protected@file@percent }
\newlabel{limitederoche}{{J.7}{205}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {J.7.2}Exemples}{205}\protected@file@percent }
\@setckpt{Annexe-Maree/Annexe-Maree}{
\setcounter{page}{206}
\setcounter{equation}{10}
\setcounter{enumi}{2}
\setcounter{enumii}{0}
\setcounter{enumiii}{0}
\setcounter{enumiv}{0}
\setcounter{footnote}{0}
\setcounter{mpfootnote}{0}
\setcounter{part}{0}
\setcounter{chapter}{10}
\setcounter{section}{7}
\setcounter{subsection}{2}
\setcounter{subsubsection}{0}
\setcounter{paragraph}{0}
\setcounter{subparagraph}{0}
\setcounter{figure}{7}
\setcounter{table}{0}
\setcounter{NAT@ctr}{0}
\setcounter{FBcaption@count}{0}
\setcounter{parentequation}{0}
\setcounter{FancyVerbLine}{0}
\setcounter{float@type}{8}
\setcounter{fignum}{1}
\setcounter{r@tfl@t}{4}
\setcounter{subfigure}{0}
\setcounter{lofdepth}{1}
\setcounter{subtable}{0}
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\setcounter{endnote}{67}
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\setcounter{Solution}{0}
\setcounter{exc}{0}
\setcounter{Solution OS}{0}
\setcounter{exosc}{0}
\setcounter{lstlisting}{0}
}

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@ -2,13 +2,13 @@
\chapter{Marées\index{maree@marée}}\label{chapmarees}
\section{Introduction}
\lettrine{L}{'origine des marées} est un phénomène à la fois simple et complexe. Simple, car il suit d'assez près le mouvement de la Lune pour qu'on puisse naturellement le lui attribuer. Complexe, car il se produit aussi sur la Terre à l'opposé du zénith\index{zenith@zénith} de la Lune et il est souvent en retard sur son passage.
\lettrine{L}{'origine des marées} (voir figure \ref{maree}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Bay\_of\_Fundy.jpg} notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Samuel Wantman.}) est un phénomène à la fois simple et complexe. Simple, car il suit d'assez près le mouvement de la Lune pour qu'on puisse naturellement le lui attribuer. Complexe, car il se produit aussi sur la Terre à l'opposé du zénith\index{zenith@zénith} de la Lune et il est souvent en retard sur son passage.
Nous allons ici rappeler la simplicité du phénomène et expliquer pourquoi il se produit à la fois du côté de la Terre où se trouve la Lune et à l'opposé. L'explication des différents retards des marées sur le passage de la Lune ne sera pas abordée ici, car elle est très complexe. Une description du phénomène ayant été faite précédemment (voir paragraphe \ref{paramarees}), nous nous intéresserons ici plus particulièrement à l'aspect mathématique du phénomène, tout en expliquant le plus simplement les choses.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Marée]{Marée\label{maree}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Bay_of_Fundy.jpg= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Samuel Wantman.}}
\caption[Marée]{Marée\label{maree}}
\includegraphics[width=6cm]{Maree.eps}
\end{figure}
@ -229,7 +229,7 @@ d_{Roche} = R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Limite de Roche]{Limite de Roche\label{limitederoche}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Roche} notamment pour le copyright de l'image.}}
\caption[Limite de Roche]{Limite de Roche\label{limitederoche}}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche1.eps}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche2.eps}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche3.eps}
@ -238,7 +238,7 @@ d_{Roche} = R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}
\end{figure}
\subsection{Exemples}
L'une des planètes les plus intéressantes du point de vue de la limite de Roche est certainement Saturne en raison des ses satellites et de ses anneaux. Pour se faire une idée numérique du calcul de la limite de Roche, considérons par exemple Épiméthée, l'un de ses satellites dont la masse volumique vaut~:
L'une des planètes les plus intéressantes du point de vue de la limite de Roche (voir figure \ref{limitederoche}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Roche} notamment pour le copyright de l'image.}) est certainement Saturne en raison des ses satellites et de ses anneaux. Pour se faire une idée numérique du calcul de la limite de Roche, considérons par exemple Épiméthée, l'un de ses satellites dont la masse volumique vaut~:
\[\rho_s=\SI{0,61e3}{\kilo\gram\per\cubic\metre}\]
Comme la masse volumique de Saturne vaut~:
\[\rho_p=\SI{0,6873e3}{\kilo\gram\per\cubic\metre}\]

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@ -2,13 +2,13 @@
\chapter{Marées\index{maree@marée}}\label{chapmarees}
\section{Introduction}
\lettrine{L}{'origine des marées} est un phénomène à la fois simple et complexe. Simple, car il suit d'assez près le mouvement de la Lune pour qu'on puisse naturellement le lui attribuer. Complexe, car il se produit aussi sur la Terre à l'opposé du zénith\index{zenith@zénith} de la Lune et il est souvent en retard sur son passage.
\lettrine{L}{'origine des marées} (voir figure \ref{maree}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Bay\_of\_Fundy.jpg= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Samuel Wantman.}) est un phénomène à la fois simple et complexe. Simple, car il suit d'assez près le mouvement de la Lune pour qu'on puisse naturellement le lui attribuer. Complexe, car il se produit aussi sur la Terre à l'opposé du zénith\index{zenith@zénith} de la Lune et il est souvent en retard sur son passage.
Nous allons ici rappeler la simplicité du phénomène et expliquer pourquoi il se produit à la fois du côté de la Terre où se trouve la Lune et à l'opposé. L'explication des différents retards des marées sur le passage de la Lune ne sera pas abordée ici, car elle est très complexe. Une description du phénomène ayant été faite précédemment (voir paragraphe \ref{paramarees}), nous nous intéresserons ici plus particulièrement à l'aspect mathématique du phénomène, tout en expliquant le plus simplement les choses.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Marée]{Marée\label{maree}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia : \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Bay_of_Fundy.jpg= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Samuel Wantman.}}
\caption[Marée]{Marée\label{maree}}
\includegraphics[width=6cm]{Maree.eps}
\end{figure}
@ -19,7 +19,7 @@ L'analyse se fait en trois étapes. Tout d'abord, la détermination du centre de
\section{Centre de gravité\index{centre de gravité}}
Une partie du problème des marées se trouve dans le fait que le système Terre-Lune a un centre de gravité qui ne coïncide pas avec le centre de la Terre, comme le montre la figure \ref{systterrelune}.
La notion de centre de gravité est ici relativement aisée à saisir. Imaginons deux masses \(m\) identiques situées à une distance \(d\) l'une de l'autre. On comprend bien que le centre de gravité de ce système se trouve exactement au milieu entre les masses. Maintenant, si l'une des masses double (\(M=2\cdot m\)), le centre de gravité va se rapprocher d'elle. La masse totale du système valant \(3\cdot m\), on comprend bien que la plus grande des masses compte pour deux tiers et la plus petite pour un tiers. Le centre de gravité se trouve donc à un tiers de la distance entre les corps, du côté de la plus grande masse. Depuis le centre de la plus grande masse, la distance \(r\) au centre de gravité se calcule donc ainsi :
La notion de centre de gravité est ici relativement aisée à saisir. Imaginons deux masses \(m\) identiques situées à une distance \(d\) l'une de l'autre. On comprend bien que le centre de gravité de ce système se trouve exactement au milieu entre les masses. Maintenant, si l'une des masses double (\(M=2\cdot m\)), le centre de gravité va se rapprocher d'elle. La masse totale du système valant \(3\cdot m\), on comprend bien que la plus grande des masses compte pour deux tiers et la plus petite pour un tiers. Le centre de gravité se trouve donc à un tiers de la distance entre les corps, du côté de la plus grande masse. Depuis le centre de la plus grande masse, la distance \(r\) au centre de gravité se calcule donc ainsi~:
\begin{equation}\label{distgrav}
r=\frac{m}{M+m}\cdot d
\end{equation}
@ -33,7 +33,7 @@ r=\frac{m}{M+m}\cdot d
\input{Annexe-Maree/Images/Systterrelune.pst}
\end{figure}
En substance, le problème des marées est posé par la rotation d'une masse \(m\) d'eau non pas autour du centre de la Terre, mais autour du centre de gravité du système Terre-Lune. Il s'agit d'un mouvent circulaire uniforme\index{mouvement!circulaire uniforme} et l'une des composantes de la seconde loi de Newton est l'accélération centripète\index{acceleration@accélération!centripète} \(a_c\) de cette masse. On peut l'exprimer sous différentes formes présentées dans l'équation \ref{acccentr} :
En substance, le problème des marées est posé par la rotation d'une masse \(m\) d'eau non pas autour du centre de la Terre, mais autour du centre de gravité du système Terre-Lune. Il s'agit d'un mouvent circulaire uniforme\index{mouvement!circulaire uniforme} et l'une des composantes de la seconde loi de Newton est l'accélération centripète\index{acceleration@accélération!centripète} \(a_c\) de cette masse. On peut l'exprimer sous différentes formes présentées dans l'équation \ref{acccentr}~:
\begin{equation}\label{acccentr}
a_c=\frac{v^2}{R}=\omega^2\cdot R
\end{equation}
@ -41,7 +41,7 @@ où \(v\) est la vitesse linéaire\index{vitesse!linéaire} de la masse \(m\) d'
\subsection{Vitesse angulaire\index{vitesse!angulaire}}
Or, la vitesse linéaire de la masse d'eau n'est pas celle qui résulte de sa rotation diurne autour du centre de la Terre, mais celle correspondant au déplacement de \(m\) sous l'influence de la Lune, c'est-à-dire celle correspondant à sa rotation autour du centre de gravité du système Terre-Lune. Avec les grandeurs présentées à la figure \ref{systterrelune} et l'équation \ref{distgrav}, le calcul de la vitesse angulaire \(\omega\) de ce dernier est le suivant :
Or, la vitesse linéaire de la masse d'eau n'est pas celle qui résulte de sa rotation diurne autour du centre de la Terre, mais celle correspondant au déplacement de \(m\) sous l'influence de la Lune, c'est-à-dire celle correspondant à sa rotation autour du centre de gravité du système Terre-Lune. Avec les grandeurs présentées à la figure \ref{systterrelune} et l'équation \ref{distgrav}, le calcul de la vitesse angulaire \(\omega\) de ce dernier est le suivant~:
\begin{align}
F&=M_L\cdot \omega^2\cdot R\nonumber\\
G\cdot \frac{M_T\cdot M_L}{d_{T-L}^2}&=M_L\cdot \omega^2\cdot (d_{T-L}-r)\nonumber\\
@ -60,9 +60,9 @@ G\cdot \frac{M_T}{d_{T-L}^3}&=\omega^2\cdot \frac{M_T}{M_L+M_T}\nonumber\\
\input{Annexe-Maree/Images/Systterreluneeau.pst}
\end{figure}
On peut alors calculer la force d'inertie à ajouter à la seconde loi de Newton dans le cas de référentiels en rotation, puisque le référentiel lié au centre de la Terre est en rotation autour du centre de masse du système Terre-Lune. En considérant la distance du centre de gravité au centre de la Terre :
On peut alors calculer la force d'inertie à ajouter à la seconde loi de Newton dans le cas de référentiels en rotation, puisque le référentiel lié au centre de la Terre est en rotation autour du centre de masse du système Terre-Lune. En considérant la distance du centre de gravité au centre de la Terre~:
\[r=\frac{M_L}{M_T+M_L}\cdot d_{T-L}\]
et l'équation \ref{omega}, on peut écrire cette force sous la forme :
et l'équation \ref{omega}, on peut écrire cette force sous la forme~:
\begin{align}
F_{in}&=m\cdot \omega^2\cdot r\nonumber\\
&=m\cdot G\frac{M_L+M_T}{d_{T-L}^3}\cdot \frac{M_L}{M_L+M_T}\cdot d_{T-L}\nonumber\\
@ -70,11 +70,11 @@ F_{in}&=m\cdot \omega^2\cdot r\nonumber\\
\end{align}
\section{Poids relatif\index{poids!relatif}}
On peut maintenant calculer le poids relatif à l'aide de la seconde loi de Newton. La masse d'eau \(m\) est en équilibre statique dans le référentiel lié au centre de la Terre et son accélération est nulle. On peut s'imaginer cette masse comme posée sur une balance. Les forces qui s'exercent sur elle sont son poids \(P\), correspondant à l'attraction de la Terre, l'attraction \(F_L\) de la Lune, la force d'inertie\index{force@force!d'inertie} \(F_{in}\) et la réaction \(R\) de la balance\index{balance} qui constitue le poids apparent de la masse d'eau. Si on choisit un axe dirigé vers le centre de la Terre, on peut ainsi écrire :
On peut maintenant calculer le poids relatif à l'aide de la seconde loi de Newton. La masse d'eau \(m\) est en équilibre statique dans le référentiel lié au centre de la Terre et son accélération est nulle. On peut s'imaginer cette masse comme posée sur une balance. Les forces qui s'exercent sur elle sont son poids \(P\), correspondant à l'attraction de la Terre, l'attraction \(F_L\) de la Lune, la force d'inertie\index{force@force!d'inertie} \(F_{in}\) et la réaction \(R\) de la balance\index{balance} qui constitue le poids apparent de la masse d'eau. Si on choisit un axe dirigé vers le centre de la Terre, on peut ainsi écrire~:
\begin{equation}\label{Newacc}
\sum F=P-R-F_L+F_{in}=0(=m\cdot a_m)
\end{equation}
Soit, en utilisant la loi de la gravitation universelle et l'équation \ref{forceinertie} dans l'équation \ref{Newacc} :
Soit, en utilisant la loi de la gravitation universelle et l'équation \ref{forceinertie} dans l'équation \ref{Newacc}~:
\begin{align}
P-R-G\frac{M_L\cdot m}{(d_{T-L}-R_T)^2}+G\frac{M_L}{d_{T-L}^2}&=0\nonumber\\
P-R-\nonumber\\
@ -83,7 +83,7 @@ P-R-G\frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^2}-\nonumber\\
2\dot G\frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot R_T+G\frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^2}&=0\nonumber\\
P-R-2\cdot G\frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot R_T&=0\label{secondeloimaree}
\end{align}
Pour établir l'équation \ref{DLmaree}, on a utilisé le développement limité : \((1+x)^p\simeq1+p\cdot x\).
Pour établir l'équation \ref{DLmaree}, on a utilisé le développement limité~: \((1+x)^p\simeq1+p\cdot x\).
\begin{align*}
\frac{1}{(d_{T-L}-R_T)^2}&=\frac{1}{d_{T-L}^2}\cdot \frac{1}{(1-R_T/d_{T-L})^2}\\
&=\frac{1}{d_{T-L}^2}\cdot (1-R_T/d_{T-L})^{-2}\\
@ -91,7 +91,7 @@ Pour établir l'équation \ref{DLmaree}, on a utilisé le développement limité
&=\frac{1}{d_{T-L}^2}\cdot (1+\frac{2\cdot R_T}{d_{T-L}})
\end{align*}
En réorganisant les termes de l'équation \ref{secondeloimaree}, on obtient finalement la force de réaction d'une balance qu'on placerait sous la masse \(m\) d'eau :
En réorganisant les termes de l'équation \ref{secondeloimaree}, on obtient finalement la force de réaction d'une balance qu'on placerait sous la masse \(m\) d'eau~:
\begin{equation}\label{forcedemareebalance}
R=P-2\cdot G\frac{M_L\cdot m}{d_{T-L}^3}\cdot R_T
\end{equation}
@ -103,16 +103,16 @@ La force de marée de l'équation \ref{forcedemareebalance} correspond à la for
L'analyse du rapport des forces de marées lunaire et solaire qui suit l'équation \ref{eqmaree}, page \pageref{eqmaree}, et qui est issue de la forme de l'équation \ref{forcedemareebalance}, constitue aussi une suite logique au calcul présenté ci-dessus que nous ne reprendrons pas ici.
\section{Analyse différentielle}
Le cadre de l'analyse présentée ci-dessus est celui de la seconde loi de Newton. Insistons sur le fait que l'ensemble des forces considérées s'exercent sur le même système, soit la masse $m$ d'eau. Cette analyse est donc cohérente avec la formulation de la seconde loi qui s'applique sur un système de masse \(m\).
Le cadre de l'analyse présentée ci-dessus est celui de la seconde loi de Newton. Insistons sur le fait que l'ensemble des forces considérées s'exercent sur le même système, soit la masse m d'eau. Cette analyse est donc cohérente avec la formulation de la seconde loi qui s'applique sur un système de masse \(m\).
\medskip
On va maintenant présenter une autre analyse du problème qui est moins consistante puisque les forces qu'elle utilise ne s'appliquent pas sur un système unique. Cependant, non seulement elle mène au même résultat, mais encore elle permet de mettre en évidence le caractère différentiel des forces de marées, caractère qui apparaitra alors plus clair dans l'étude des forces de marées exercées sur des satellites comme Io autour de Jupiter. La notion de limite de Roche pourra donc être mieux abordée au paragraphe \ref{limroche}.
On va maintenant présenter une autre analyse du problème qui est moins consistante puisque les forces qu'elle utilise ne s'appliquent pas sur un système unique. Cependant, non seulement elle mène au même résultat, mais encore elle permet de mettre en évidence le caractère différentiel des forces de marées, caractère qui apparaîtra alors plus clair dans l'étude des forces de marées exercées sur des satellites comme Io autour de Jupiter. La notion de limite de Roche pourra donc être mieux abordée au paragraphe \ref{limroche}.
\section{Autres rythmes}
L'explication de la présence de deux marées par jour (\emph{dites de pleines\index{pleine mer} et basses mers\index{basse mer}}) ne constitue qu'une partie de la compréhension du phénomène de marée. Même dans le cadre de la théorie de Newton, et sans entrer dans la théorie ondulatoire, d'autres périodes sont associées aux marées. Dans ce paragraphe on va entrer dans ce qu'on peut appeler la dimension astronomique du phénomène. Évidemment, c'est la gravitation qui reste le moteur des influences. Mais celles-ci varient en fonction de la position des astres.
\subsection{Décalages}
Une première conséquence du mouvement relatif de la Lune sur les marées se présente sous la forme d'un déplacement perpétuel des heure de pleine et basse mer. Si la Lune ne tournait pas autour de la Terre, les pleine\index{pleine mer} et basse\index{basse mer} mer auraient lieu toujours au même moment dans la journée. Ce n'est pas le cas en raison du déplacement de la Lune autour de la Terre. En effet, comme le montre la figure \ref{decalage}, pendant que la Terre fait un tour sur elle-même en vingtquatre heures, la lune se déplace. Comme cette dernière fait un tour autour de la Terre en trente jours, en vingt quatre heures, c'est-à-dire en une journée, la Lune parcours un angle de \(360/30=12^{\circ}\). Au bout de vingt quatre heures, une personne située au point \(P\) ne verrait plus la Lune au zénith\index{zenith@zénith} (au-dessus d'elle). Il lui faudrait parcourir encore un angle de \(12^{\circ}\) pour cela. Comme la terre parcours \SI{360}{\degree} en vingt quatre heures, il lui faut encore attendre \SI{48}{minutes} pour se retrouver en situation de pleine mer. Chaque jour, les pleines et basses mers se produisent avec environ cinquante minutes de retard sur le jour précédent.
Une première conséquence du mouvement relatif de la Lune sur les marées se présente sous la forme d'un déplacement perpétuel des heure de pleine et basse mer. Si la Lune ne tournait pas autour de la Terre, les pleine\index{pleine mer} et basse\index{basse mer} mer auraient lieu toujours au même moment dans la journée. Ce n'est pas le cas en raison du déplacement de la Lune autour de la Terre. En effet, comme le montre la figure \ref{decalage}, pendant que la Terre fait un tour sur elle-même en vingt quatre heures, la lune se déplace. Comme cette dernière fait un tour autour de la Terre en trente jours, en vingt quatre heures, c'est-à-dire en une journée, la Lune parcours un angle de \(360/30=12^{\circ}\). Au bout de vingt quatre heures, une personne située au point \(P\) ne verrait plus la Lune au zénith\index{zenith@zénith} (au-dessus d'elle). Il lui faudrait parcourir encore un angle de \(12^{\circ}\) pour cela. Comme la terre parcours \SI{360}{\degree} en vingt quatre heures, il lui faut encore attendre \SI{48}{minutes} pour se retrouver en situation de pleine mer. Chaque jour, les pleines et basses mers se produisent avec environ cinquante minutes de retard sur le jour précédent.
\begin{figure}[t]
\centering
@ -121,7 +121,7 @@ Une première conséquence du mouvement relatif de la Lune sur les marées se pr
\end{figure}
\subsection{Marées de vives et mortes eaux\index{maree@marée!de vives et mortes eaux}}
Le marnage\index{marnage}, la différence de hauteur d'eau entre une pleine et une basse mer, varie dans le temps. Chaque mois, on constate un marnage maximum (marée de vive eau\index{vive eau}) et un minimum (marée de morte eau\index{morte eau}). On remarque aussi que ces marées particulières correspondent à certaines phases de la lune (voir la figure \ref{phasesdelalune}, page \pageref{phasesdelalune}) : lors des nouvelle\index{nouvelle lune} et pleine lune\index{pleine lune}, la marée est de vive eau et lors des quartiers, elle est de morte eau.
Le marnage\index{marnage}, la différence de hauteur d'eau entre une pleine et une basse mer, varie dans le temps. Chaque mois, on constate un marnage maximum (marée de vive eau\index{vive eau}) et un minimum (marée de morte eau\index{morte eau}). On remarque aussi que ces marées particulières correspondent à certaines phases de la lune (voir la figure \ref{phasesdelalune}, page \pageref{phasesdelalune})~: lors des nouvelle\index{nouvelle lune} et pleine lune\index{pleine lune}, la marée est de vive eau et lors des quartiers, elle est de morte eau.
Comme les phases de la Lune correspondent à des positions particulières de notre satellite par rapport à l'axe Terre-Soleil, on peut en trouver une explication dans le rapport des actions gravifiques de la Lune et du Soleil. Comme on l'a vu (voir \ref{eqmaree}, page \pageref{eqmaree}), ce rapport est défavorable au Soleil, dont la masse est plus grande que celle de la Lune, mais qui se trouve plus loin que la Lune, en raison de la dépendance en \(1/d^3\) de la force de marée. Mais, même si elle est moins importante que celle de la Lune, l'action du Soleil existe.
@ -134,12 +134,12 @@ Comme les phases de la Lune correspondent à des positions particulières de not
L'explication est simple. Comme le montre la figure \ref{vivemorteeau}, quand le Soleil, la Terre et la Lune sont alignés, les forces lunaires et solaires s'additionnent. On a des marées de vives eaux à la nouvelle et à la pleine lune. Par contre, aux premiers et derniers quartiers, les actions de la Lune et du Soleil ne se produisent pas dans le même axe et les marées sont de basses eaux.
\subsection{Marées d'équinoxes\index{maree@marée!d'équinoxe}}
On entend souvent parler des ``grandes marées d'équinoxes''. On se limitera ici à évoquer le phénomène, car il ne trouve une explication convainquante que dans la théorie ondulatoire des marées. Tout se passe comme si la force de marée exercée par le Soleil était maximale quand l'axe de rotation de la Terre est perpendiculaire à la direction Terre-Soleil. Si on considère que la direction de cet axe reste fixe dans l'espace, la figure \ref{saisonsperso}, page \pageref{saisonsperso}, présente la situation : aux solstices\index{solstice}, l'angle \(\alpha\simeq \SI{66,5}{\degree}\), alors qu'aux équinoxes\index{equinoxe@équinoxe}, il vaut \SI{90}{\degree}. Pour bien s'en rendre compte, il faut considérer le plan constitué par l'axe de rotation de la Terre et le Soleil aux solstices. Ce plan est perpendiculaire au plan de l'écliptique\index{ecliptique@écliptique}. Mais si aux solstices l'axe de rotation de la Terre fait un angle non droit avec la direction Terre-Soleil, aux équinoxes cet angle est droit car ce plan est perpendiculaire à l'écliptique.
On entend souvent parler des ``grandes marées d'équinoxes''. On se limitera ici à évoquer le phénomène, car il ne trouve une explication convaincante que dans la théorie ondulatoire des marées. Tout se passe comme si la force de marée exercée par le Soleil était maximale quand l'axe de rotation de la Terre est perpendiculaire à la direction Terre-Soleil. Si on considère que la direction de cet axe reste fixe dans l'espace, la figure \ref{saisonsperso}, page \pageref{saisonsperso}, présente la situation~: aux solstices\index{solstice}, l'angle \(\alpha\simeq \SI{66,5}{\degree}\), alors qu'aux équinoxes\index{equinoxe@équinoxe}, il vaut \SI{90}{\degree}. Pour bien s'en rendre compte, il faut considérer le plan constitué par l'axe de rotation de la Terre et le Soleil aux solstices. Ce plan est perpendiculaire au plan de l'écliptique\index{ecliptique@écliptique}. Mais si aux solstices l'axe de rotation de la Terre fait un angle non droit avec la direction Terre-Soleil, aux équinoxes cet angle est droit car ce plan est perpendiculaire à l'écliptique.
\subsection{Marées de périgée et périhélie\index{maree@marée!de périgée}\index{maree@marée!de périhélie}}
On sait grâce à Kepler (voir le paragraphe \ref{loiskepler}, page \pageref{loiskepler}) que l'orbite de la Lune est une ellipse\index{ellipse}. Cela signifie que la distance Terre-Lune varie. On nomme \emph{périgée}\index{perigee@périgée} le point de l'orbite de la Lune où cette distance est minimale et \emph{apogée}\index{apogee@apogée} celui où elle est maximale.
Au périgée, la distance Terre-Lune vaut : \SI{3,654e8}{\metre} et à l'apogée \SI{4,067e8}{\metre}. Comme la force de marée est inversément proportionnelle au cube de la distance (ce qui donne une puissance \(^{-3}\)), la différence de force de marée lunaire entre le maximum et le minimum par rapport au minimum vaut :
Au périgée, la distance Terre-Lune vaut~: \SI{3,654e8}{\metre} et à l'apogée \SI{4,067e8}{\metre}. Comme la force de marée est inversement proportionnelle au cube de la distance (ce qui donne une puissance \(^{-3}\)), la différence de force de marée lunaire entre le maximum et le minimum par rapport au minimum vaut~:
\begin{align*}
\Delta F_{mar\acute ee}^{lunaire}&=\frac{d_{p\acute erig\acute ee}^{-3}-d_{apog\acute ee}^{-3}}{d_{apo\acute ee}^{-3}}\\
&=\frac{(3,654\cdot 10^8)^{-3}-(4,067\cdot 10^8)^{-3}}{(4,067\cdot 10^8)^{-3}}\\
@ -150,7 +150,7 @@ Ce rapport n'est de loin pas négligeable et il faut en tenir compte.
\medskip
L'orbite de la Terre autour du Soleil est aussi une ellipse\index{ellipse} et la distance Terre-Soleil varie aussi. On nome \emph{périhélie}\index{perihelie@périhélie} le point de l'orbite de la terre où cette distance est minimale et \emph{aphélie}\index{aphelie@aphélie} le point le plus éloigné.
Au périhélie (le 3 janvier) la distance Terre-Soleil vaut : \SI{1,471\cdot 10^{11}}{\metre} et à l'aphélie (le 3 juillet) \SI{1,521e11}{\metre}. Comme la force de marée est inversement proportionnelle au cube de la distance (ce qui donne une puissance \(^{-3}\)), la différence de force de marée solaire entre le maximum et le minimum par rapport au minimum vaut :
Au périhélie (le 3 janvier) la distance Terre-Soleil vaut~: \SI{1,471e11}{\metre} et à l'aphélie (le 3 juillet) \SI{1,521e11}{\metre}. Comme la force de marée est inversement proportionnelle au cube de la distance (ce qui donne une puissance \(^{-3}\)), la différence de force de marée solaire entre le maximum et le minimum par rapport au minimum vaut~:
\begin{align*}
\Delta F_{mar\acute ee}^{solaire}&=\frac{d_{p\acute erih\acute elie}^{-3}-d_{aph\acute elie}^{-3}}{d_{aph\acute elie}^{-3}}\\
&=\frac{(1,471\cdot 10^{11})^{-3}-(1,521\cdot 10^{11})^{-3}}{(1,521\cdot 10^{11})^{-3}}\\
@ -172,9 +172,9 @@ De plus, si les prédictions de la théorie newtonienne sont bons en haute mer,
La théorie ondulatoire de la marée repose sur de complexes équations dites de Laplace et inaccessible dans le cadre de ce cours. Mais on peut trouver une bonne description mathématique de cette théorie dans \cite{BS07}.
\section{Limite de Roche\index{limite de Roche}}\label{limroche}
Les effets de marée présentés ci-dessus sont bien connus de tous puisqu'ils se manifestent clairement à nous sur les plages. Il faut aussi dire qu'il existe des marées terrestres : simultanément à la surface océanique, la Lune déforme la croute terrestre\index{croute terrestre}. Et il faut savoir que ces effets sont réciproques. Si la Lune exerce son influence sur la Terre, la Terre exerce aussi des forces de marée sur la Lune et celle-ci se déforme sous leurs effets. De la même manière, le satellite Io\index{Io} a un volcanisme\index{volcanisme} très actif dû aux effets de marées produits sur lui par la planète Jupiter.
Les effets de marée présentés ci-dessus sont bien connus de tous puisqu'ils se manifestent clairement à nous sur les plages. Il faut aussi dire qu'il existe des marées terrestres~: simultanément à la surface océanique, la Lune déforme la croûte terrestre\index{croûte terrestre}. Et il faut savoir que ces effets sont réciproques. Si la Lune exerce son influence sur la Terre, la Terre exerce aussi des forces de marée sur la Lune et celle-ci se déforme sous leurs effets. De la même manière, le satellite Io\index{Io} a un volcanisme\index{volcanisme} très actif dû aux effets de marées produits sur lui par la planète Jupiter.
Tant qu'un satellite est assez éloigné de la planète qui l'attire, les effets de marée se limitent à des frictions et à des déformations. Par contre, si le satellite s'en approche trop, il peut être détruit par les tensions internes qu'il va subir. C'est ce qui explique en partie pourquoi les anneaux d'astèroïdes\index{anneau d'astéroïdes}, comme ceux de Saturne\index{Saturne}, ne donnent pas naissance à des satellites sous l'effet de leur attraction mutuelle. La distance à partir de laquelle cela se produit est complexe à déterminer. Cependant, à l'aide de quelques approximations judicieuses, il est possible d'évaluer cette distance, qui porte le nom de \emph{limite de Roche} en hommage au physicien qui la découvrit.
Tant qu'un satellite est assez éloigné de la planète qui l'attire, les effets de marée se limitent à des frictions et à des déformations. Par contre, si le satellite s'en approche trop, il peut être détruit par les tensions internes qu'il va subir. C'est ce qui explique en partie pourquoi les anneaux dastéroïdes\index{anneau d'astéroïdes}, comme ceux de Saturne\index{Saturne}, ne donnent pas naissance à des satellites sous l'effet de leur attraction mutuelle. La distance à partir de laquelle cela se produit est complexe à déterminer. Cependant, à l'aide de quelques approximations judicieuses, il est possible d'évaluer cette distance, qui porte le nom de \emph{limite de Roche} en hommage au physicien qui la découvrit.
\subsection{Modèle simplifié}
L'idée est de considérer un satellite situé à une distance \(d\) d'une planète comme composé de deux corps distincts maintenus ensemble par leur action gravifique mutuelle. La figure \ref{roche} présente la situation.
@ -185,16 +185,16 @@ L'idée est de considérer un satellite situé à une distance \(d\) d'une plan
\includegraphics[width=6cm]{Roche.eps}
\end{figure}
En raison de sa plus grande proximité, la force de gravitation exercée par la planète sur la partie du satellite la plus proche d'elle est plus importante que celle exercée sur la partie la plus éloignée. En supposant que les centres de masse des deux parties du satellite sont séparés par une distance \(2\cdot r\), on peut calculer la différence de force qui s'exerce :
En raison de sa plus grande proximité, la force de gravitation exercée par la planète sur la partie du satellite la plus proche d'elle est plus importante que celle exercée sur la partie la plus éloignée. En supposant que les centres de masse des deux parties du satellite sont séparés par une distance \(2\cdot r\), on peut calculer la différence de force qui s'exerce~:
\[\Delta F=G\cdot \frac{M\cdot m}{(d-r)^2}-G\cdot \frac{M\cdot m}{(d+r)^2}\]
Pour simplifier cette expression, on peut écrire :
Pour simplifier cette expression, on peut écrire~:
\begin{align*}
\Delta F&=G\cdot \frac{m\cdot m}{d^2\cdot (1-r/d)^2}-G\cdot \frac{M\cdot m}{d^2\cdot (1+r/d)^2} \\
&=G\cdot \frac{M\cdot m}{d^2}\cdot ((1-r/d)^{-2})-(1+r/d)^{-2})
\end{align*}
En raison de la relation (de développement limité) suivante :
En raison de la relation (de développement limité) suivante~:
\[(1+x)^p\simeq 1+p\cdot x\]
et du fait que \(r\ll d\), on peut réécrire la différence de force :
et du fait que \(r\ll d\), on peut réécrire la différence de force~:
\begin{align*}
\Delta F&=G\cdot \frac{M\cdot m}{d^2}\cdot ((1+2\cdot r/d)-(1-2\cdot r/d)) \\
&=G\cdot \frac{M\cdot m}{d^2}\cdot 4\cdot r/d \\
@ -202,34 +202,34 @@ et du fait que \(r\ll d\), on peut réécrire la différence de force :
\end{align*}
\medskip
D'autre part, la force de cohésion gravitationnelle entre les deux parties du satellite est donnée par :
D'autre part, la force de cohésion gravitationnelle entre les deux parties du satellite est donnée par~:
\[F_c=G\cdot \frac{m\cdot m}{(2\cdot r)^2}\]
\medskip
Mais, le satellite est détruit quand la différence de force gravitationnelle (force de marée) produite par la planète sur le satellite est plus grande que la force de cohésion, c'est-à-dire :
Mais, le satellite est détruit quand la différence de force gravitationnelle (force de marée) produite par la planète sur le satellite est plus grande que la force de cohésion, c'est-à-dire~:
\[4\cdot G\cdot \frac{M\cdot m}{d^3}\cdot r > G\cdot \frac{m\cdot m}{(2\cdot r)^2}\]
\medskip
En utilisant les masses volumiques des deux corps, \(\rho_p\) pour la planète et \(\rho_s\) pour le satellite, on a :
En utilisant les masses volumiques des deux corps, \(\rho_p\) pour la planète et \(\rho_s\) pour le satellite, on a~:
\begin{align*}
M&=\frac{4}{3}\cdot \pi\cdot R^3\cdot \rho_p \\
m&=\frac{4}{3}\cdot \pi\cdot r^3\cdot \rho_s
\end{align*}
\(R\) est le rayon de la planète. Cela permet d'écrire :
\(R\) est le rayon de la planète. Cela permet d'écrire~:
\begin{align*}
4\cdot \frac{R^3\cdot \rho_p\cdot r^3\cdot \rho_s}{d^3}\cdot r &> \frac{(r^3\cdot \rho_s)^2}{4\cdot r^2} \\
4\cdot \frac{R^3\cdot \rho_p}{d^3} &> \frac{\rho_s}{4} \\
16\cdot R^3\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s} &> d^3 \\
d &< R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}
\end{align*}
avec finalement l'expression de la limite de Roche, c'est-à-dire la distance minimale, par rapport à la planète, à laquelle le satellite est détruit :
avec finalement l'expression de la limite de Roche, c'est-à-dire la distance minimale, par rapport à la planète, à laquelle le satellite est détruit~:
\begin{equation}
d_{Roche} = R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}
\end{equation}
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Limite de Roche]{Limite de Roche\label{limitederoche}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia : \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Roche} notamment pour le copyright de l'image.}}
\caption[Limite de Roche]{Limite de Roche\label{limitederoche}}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche1.eps}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche2.eps}
\includegraphics[width=6cm]{LimiteRoche3.eps}
@ -238,23 +238,23 @@ d_{Roche} = R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}
\end{figure}
\subsection{Exemples}
L'une des planètes les plus intéressantes du point de vue de la limite de Roche est certainement Saturne en raison des ses satellites et de ses anneaux. Pour se faire une idée numérique du calcul de la limite de Roche, considérons par exemple Épiméthée, l'un de ses satellites dont la masse volumique vaut :
\[\rho_s=\SI{0,61\cdot 10^3}{\kilogrampercubicmetre}\]
Comme la masse volumique de Saturne vaut :
\[\rho_p=\SI{0,6873\cdot 10^3}{\kilogrampercubicmetre}\]
et que son rayon équatorial est \(R=\SI{60'268}{\kilo\metre}\), on peut calculer la limite de Roche :
L'une des planètes les plus intéressantes du point de vue de la limite de Roche (voir figure \ref{limitederoche}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Limite_de_Roche} notamment pour le copyright de l'image.}) est certainement Saturne en raison des ses satellites et de ses anneaux. Pour se faire une idée numérique du calcul de la limite de Roche, considérons par exemple Épiméthée, l'un de ses satellites dont la masse volumique vaut~:
\[\rho_s=\SI{0,61e3}{\kilo\gram\per\cubic\metre}\]
Comme la masse volumique de Saturne vaut~:
\[\rho_p=\SI{0,6873e3}{\kilo\gram\per\cubic\metre}\]
et que son rayon équatorial est \(R=\SI{60268}{\kilo\metre}\), on peut calculer la limite de Roche~:
\begin{align*}
d_{Roche} &= R\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{\rho_p}{\rho_s}}\\
&= 60'268\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{0,6873\cdot 10^3}{0,61\cdot 10^3}}=\SI{158'027}{\kilo\metre}
&= 60'268\cdot \sqrt[3]{16\cdot \frac{0,6873\cdot 10^3}{0,61\cdot 10^3}}=\SI{158027}{\kilo\metre}
\end{align*}
Sachant que le rayon de l'orbite d'Épiméthée est de 2,51 fois le rayon de Saturne, soit environ \SI{151'400}{\kilo\metre}, on peut calculer le rapport \(r\) de la distance d'Épiméthée-Saturne à la distance de Roche :
Sachant que le rayon de l'orbite d'Épiméthée est de 2,51 fois le rayon de Saturne, soit environ \SI{151400}{\kilo\metre}, on peut calculer le rapport \(r\) de la distance d'Épiméthée-Saturne à la distance de Roche~:
\[r=\frac{151'400}{158'027}=0,96\]
Épiméthée est donc à une distance de Saturne correspondant à 96\% de la limite de Roche. Cela peut s'expliquer par le fait que d'autres forces de cohésion que la gravité s'exercent dans le satellite.
Il est aussi intéressant de constater que les anneaux G et E de Saturne, situés respectivement de \SI{170'000}{} à \SI{175'000}{\kilo\metre} et de \SI{181'000}{} à \SI{483'000}{\kilo\metre} de Saturne, sont bien au-delà de la limite de Roche. Pour l'anneau E, il pourrait s'agir de matière volcanique éjectée par Encelade, l'un des satellites de Saturne.
Il est aussi intéressant de constater que les anneaux G et E de Saturne, situés respectivement de \SI{170000}{} à \SI{175000}{\kilo\metre} et de \SI{181000}{} à \SI{483000}{\kilo\metre} de Saturne, sont bien au-delà de la limite de Roche. Pour l'anneau E, il pourrait s'agir de matière volcanique éjectée par Encelade, l'un des satellites de Saturne.
En réalité le calcul de la limite de Roche réelle est plus compliqué que celui présenté ci-dessus et il mène à la distance suivante :
En réalité le calcul de la limite de Roche réelle est plus compliqué que celui présenté ci-dessus et il mène à la distance suivante~:
\begin{equation}
d_{roche} = 2,422649865\cdot R\cdot \sqrt[3]{\frac{\rho_p}{\rho_s}}
\end{equation}
soit pour Épiméthée la valeur de \SI{151'932}{\kilo\metre}.
soit pour Épiméthée la valeur de \SI{151932}{\kilo\metre}.

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@ -1,71 +0,0 @@
\relax
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {N.1}Introduction}{181}}
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\newlabel{cinemadiff}{{N.2}{181}}
\newlabel{posvitaccdiff}{{N.4}{181}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {N.2.1}Exemples}{182}}
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\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Port\IeC {\'e} maximum en balistique}{182}}
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\newlabel{diffma}{{N.7}{183}}
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\newlabel{chutevisqueuse}{{N.1}{184}}
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\newlabel{figchutevisqueuse}{{N.2}{185}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {N.3}{\ignorespaces Masse oscillante}}{185}}
\newlabel{masseoscillante}{{N.3}{185}}
\newlabel{cond_init}{{N.8}{186}}
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\newlabel{ressortvitesse}{{N.10}{186}}
\newlabel{ressort1ersol}{{N.11}{186}}
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\newlabel{massesuspendue}{{N.4}{187}}
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\newlabel{masseoscillantesuspendue}{{N.5}{187}}
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@ -1,106 +0,0 @@
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\newlabel{ballon}{{M.1}{170}}
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\newlabel{planincline2}{{M.3}{171}}
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\newlabel{tirbalistique}{{M.4}{172}}
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\newlabel{Port\IeC {\'e}e}{{M.8}{173}}
\newlabel{deuxangles}{{M.5(a)}{174}}
\newlabel{sub@deuxangles}{{(a)}{174}}
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\newlabel{sub@unangle}{{(b)}{174}}
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\newlabel{tir}{{M.5}{174}}
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\newlabel{parabolesecurite}{{M.6}{174}}
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\newlabel{MCU}{{M.7}{175}}
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\newlabel{viragesvmin0}{{M.8}{176}}
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\newlabel{viragesvminpas0}{{M.9}{176}}
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\newlabel{viragesvmaxfinie}{{M.10}{177}}
\citation{GC88}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {M.4.5}Satellite en orbite g\IeC {\'e}ostationnaire}{178}}
\newlabel{geostat}{{M.4.5}{178}}
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}

View File

@ -1,71 +0,0 @@
\relax
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\newlabel{tailleterre}{{C.1}{171}}
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\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {C.1}{\ignorespaces Taille de la terre\relax }}{171}\protected@file@percent }
\newlabel{erathostenetailleterre}{{C.1}{171}}
\citation{AS02}
\citation{JJD21}
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\newlabel{scaphe}{{a}{172}}
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\newlabel{taillelune}{{C.2}{173}}
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\newlabel{parallaxemars}{{C.3}{174}}
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\newlabel{opposition}{{C.2}{175}}
\newlabel{oppositionkepler}{{C.3}{175}}
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\@setckpt{Annexe-MesuresDistances/Annexe-MesuresDistances}{
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}

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@ -54,11 +54,11 @@ Une première méthode simple consiste à observer une éclipse de Lune\index{ec
\item La distance du Soleil à la Terre est finie et le Soleil a une taille importante par rapport à la Terre. Ainsi, l'ombre portée par la Terre sur la Lune n'a pas exactement la taille de la Terre.
\item Sans photographie d'éclipses de Lune, il est très difficile de trouver le rapport de la taille de l'ombre de la Terre à celle de la Lune.
\end{itemize}
Même de nos jours, si on utilise des images trop petites, l'incertitude sur le rayon du cercle qui sous-tend l'ombre de la Terre sur la Lune est important. La figure \ref{tailledelalune} montre en effet, suivant l'image choisie, un rapport de \(95/28,9=3,3\) à \(60/28,9=2,1\).
Même de nos jours, si on utilise des images trop petites, l'incertitude sur le rayon du cercle qui sous-tend l'ombre de la Terre sur la Lune est important. La figure \ref{tailledelalune}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Eclipse\_lune.jpg}. notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Luc Viatour.} montre en effet, suivant l'image choisie, un rapport de \(95/28,9=3,3\) à \(60/28,9=2,1\).
\begin{figure}[ht]
\centering
\caption[Taille de la lune]{Taille de la lune\label{tailledelalune} \par \scriptsize{Une taille incertaine\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Eclipse_lune.jpg=. notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Luc Viatour.}}}
\caption[Taille de la lune]{Taille de la lune\label{tailledelalune} \par \scriptsize{Une taille incertaine}}
\includegraphics[width=6cm]{RayonLune.eps}
\end{figure}
@ -93,7 +93,7 @@ en raison du fait que deux droites parallèles sont toujours coupées par une tr
L'astronome Cassini, qui détermina pour la première fois la distance Terre-Soleil à partir de la parallaxe de Mars, décrit la mesure ainsi~:
\begin{quotation}
``\textit{La meilleure méthode pour chercher la parallaxe de Mars par la correspondance des observations faites à Paris \& en Caïenne auroit été d'observer, par la lunette, la conjonction précise de cette planète avec une étoile fixe. Car si cette conjonction avoit été vue de l'un \& de l'autre lieu au même instant \& précisément de la même manière sans aucune distance, c'eût été une marque qu'il n'y avoit point de parallaxe sensible. S'il y en avoit eu quelque peu, à l'instant que Mars auroit paru toucher par son bord supérieur une Etoile fixe en Caïenne, il auroit paru à Paris un peu éloigné de la même Etoile vers l'Horizon, \& quand il auroit paru à Paris toucher l'Etoile par son bord inférieur, il auroit paru en Caïenne éloigné de la même Etoile vers le Zénit \& cette distance vue d'un lieu \& non pas de l'autre, aurait été attribuée à la parallaxe}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit_parallaxe_mars_1672.html=}
``\textit{La meilleure méthode pour chercher la parallaxe de Mars par la correspondance des observations faites à Paris \& en Caïenne auroit été d'observer, par la lunette, la conjonction précise de cette planète avec une étoile fixe. Car si cette conjonction avoit été vue de l'un \& de l'autre lieu au même instant \& précisément de la même manière sans aucune distance, c'eût été une marque qu'il n'y avoit point de parallaxe sensible. S'il y en avoit eu quelque peu, à l'instant que Mars auroit paru toucher par son bord supérieur une Etoile fixe en Caïenne, il auroit paru à Paris un peu éloigné de la même Etoile vers l'Horizon, \& quand il auroit paru à Paris toucher l'Etoile par son bord inférieur, il auroit paru en Caïenne éloigné de la même Etoile vers le Zénit \& cette distance vue d'un lieu \& non pas de l'autre, aurait été attribuée à la parallaxe}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url{http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit\_parallaxe\_mars\_1672.html}}
\end{quotation}
\begin{figure}[ht]
@ -113,7 +113,7 @@ où \(R_T\) est le rayon de la Terre.
\smallskip
Le résultat est donné par Cassini\index{Cassini} lui-même~:
\begin{quotation}
``\textit{Le 5 septembre 1672, trois jours avant l'opposition du Soleil à Mars, nous observâmes à Paris trois Etoiles dans l'Eau Aquarius marquées par Bayerus \(\Psi\), vers lesquelles Mars alloit par son mouvement particulier rétrograde, de sorte que l'on jugeoit qu'il en auroit pu cacher une. Il étoit alors un peu plus septentrional que la plus septentrionale des trois. On prit la hauteur Méridienne de celle-ci qui passoit la première; \& celle de la moyenne vers laquelle le mouvement particulier de Mars s'adressoit. Par le choix des Observations les plus exactes \& les plus conformes entre elles, on fixa à 15" la parallaxe que fait Mars de Paris à Caïenne}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit_parallaxe_mars_1672.html=}
``\textit{Le 5 septembre 1672, trois jours avant l'opposition du Soleil à Mars, nous observâmes à Paris trois Etoiles dans l'Eau Aquarius marquées par Bayerus \(\Psi\), vers lesquelles Mars alloit par son mouvement particulier rétrograde, de sorte que l'on jugeoit qu'il en auroit pu cacher une. Il étoit alors un peu plus septentrional que la plus septentrionale des trois. On prit la hauteur Méridienne de celle-ci qui passoit la première; \& celle de la moyenne vers laquelle le mouvement particulier de Mars s'adressoit. Par le choix des Observations les plus exactes \& les plus conformes entre elles, on fixa à 15" la parallaxe que fait Mars de Paris à Caïenne}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url{http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit\_parallaxe\_mars\_1672.html}}
\end{quotation}
Le résultat de la mesure est donc de quinze secondes d'arc. Mais attention, il s'agit de la parallaxe qui est la moitié de l'angle \(\delta\). Celui-ci vaut donc~: \(\delta=0,008332^{\circ}\) ou \SI{1,454e-4}{\radian}. Avec une distance de Paris à Cayenne de \SI{7082,1}{\kilo\metre} cela donne~:
\[MO=\frac{7,0821\cdot 10^6}{1,454\cdot 10^{-4}}=\SI{4,87e10}{\metre}\]

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@ -58,7 +58,7 @@ Même de nos jours, si on utilise des images trop petites, l'incertitude sur le
\begin{figure}[ht]
\centering
\caption[Taille de la lune]{Taille de la lune\label{tailledelalune} \par \scriptsize{Une taille incertaine\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Eclipse_lune.jpg=. notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Luc Viatour.}}}
\caption[Taille de la lune]{Taille de la lune\label{tailledelalune} \par \scriptsize{Une taille incertaine\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Eclipse\_lune.jpg=. notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à son auteur Luc Viatour.}}}
\includegraphics[width=6cm]{RayonLune.eps}
\end{figure}
@ -93,7 +93,7 @@ en raison du fait que deux droites parallèles sont toujours coupées par une tr
L'astronome Cassini, qui détermina pour la première fois la distance Terre-Soleil à partir de la parallaxe de Mars, décrit la mesure ainsi~:
\begin{quotation}
``\textit{La meilleure méthode pour chercher la parallaxe de Mars par la correspondance des observations faites à Paris \& en Caïenne auroit été d'observer, par la lunette, la conjonction précise de cette planète avec une étoile fixe. Car si cette conjonction avoit été vue de l'un \& de l'autre lieu au même instant \& précisément de la même manière sans aucune distance, c'eût été une marque qu'il n'y avoit point de parallaxe sensible. S'il y en avoit eu quelque peu, à l'instant que Mars auroit paru toucher par son bord supérieur une Etoile fixe en Caïenne, il auroit paru à Paris un peu éloigné de la même Etoile vers l'Horizon, \& quand il auroit paru à Paris toucher l'Etoile par son bord inférieur, il auroit paru en Caïenne éloigné de la même Etoile vers le Zénit \& cette distance vue d'un lieu \& non pas de l'autre, aurait été attribuée à la parallaxe}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit_parallaxe_mars_1672.html=}
``\textit{La meilleure méthode pour chercher la parallaxe de Mars par la correspondance des observations faites à Paris \& en Caïenne auroit été d'observer, par la lunette, la conjonction précise de cette planète avec une étoile fixe. Car si cette conjonction avoit été vue de l'un \& de l'autre lieu au même instant \& précisément de la même manière sans aucune distance, c'eût été une marque qu'il n'y avoit point de parallaxe sensible. S'il y en avoit eu quelque peu, à l'instant que Mars auroit paru toucher par son bord supérieur une Etoile fixe en Caïenne, il auroit paru à Paris un peu éloigné de la même Etoile vers l'Horizon, \& quand il auroit paru à Paris toucher l'Etoile par son bord inférieur, il auroit paru en Caïenne éloigné de la même Etoile vers le Zénit \& cette distance vue d'un lieu \& non pas de l'autre, aurait été attribuée à la parallaxe}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit\_parallaxe\_mars\_1672.html=}
\end{quotation}
\begin{figure}[ht]
@ -113,7 +113,7 @@ où \(R_T\) est le rayon de la Terre.
\smallskip
Le résultat est donné par Cassini\index{Cassini} lui-même~:
\begin{quotation}
``\textit{Le 5 septembre 1672, trois jours avant l'opposition du Soleil à Mars, nous observâmes à Paris trois Etoiles dans l'Eau Aquarius marquées par Bayerus \(\Psi\), vers lesquelles Mars alloit par son mouvement particulier rétrograde, de sorte que l'on jugeoit qu'il en auroit pu cacher une. Il étoit alors un peu plus septentrional que la plus septentrionale des trois. On prit la hauteur Méridienne de celle-ci qui passoit la première; \& celle de la moyenne vers laquelle le mouvement particulier de Mars s'adressoit. Par le choix des Observations les plus exactes \& les plus conformes entre elles, on fixa à 15" la parallaxe que fait Mars de Paris à Caïenne}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit_parallaxe_mars_1672.html=}
``\textit{Le 5 septembre 1672, trois jours avant l'opposition du Soleil à Mars, nous observâmes à Paris trois Etoiles dans l'Eau Aquarius marquées par Bayerus \(\Psi\), vers lesquelles Mars alloit par son mouvement particulier rétrograde, de sorte que l'on jugeoit qu'il en auroit pu cacher une. Il étoit alors un peu plus septentrional que la plus septentrionale des trois. On prit la hauteur Méridienne de celle-ci qui passoit la première; \& celle de la moyenne vers laquelle le mouvement particulier de Mars s'adressoit. Par le choix des Observations les plus exactes \& les plus conformes entre elles, on fixa à 15" la parallaxe que fait Mars de Paris à Caïenne}'' J. D. Cassini, dans ``Mémoires de l'Académie Royale des Sciences'', volume 8, année 1730.\endnote{\url=http://www.iap.fr/InformationCommunication/ArticlesGrandPublic/Etoiles/Transit/transit\_parallaxe\_mars\_1672.html=}
\end{quotation}
Le résultat de la mesure est donc de quinze secondes d'arc. Mais attention, il s'agit de la parallaxe qui est la moitié de l'angle \(\delta\). Celui-ci vaut donc~: \(\delta=0,008332^{\circ}\) ou \SI{1,454e-4}{\radian}. Avec une distance de Paris à Cayenne de \SI{7082,1}{\kilo\metre} cela donne~:
\[MO=\frac{7,0821\cdot 10^6}{1,454\cdot 10^{-4}}=\SI{4,87e10}{\metre}\]
@ -153,4 +153,4 @@ d_{S-T}&=\frac{d_{T-M}}{(1-e)(T_M/T_T)^{2/3}-1}\label{cassiniuaexcentrique}\\
\(e\) est l'excentricité\index{excentricite@excentricité} de l'orbite de Mars. La valeur obtenue à l'aide de l'équation \ref{cassiniuaexcentrique} ne représente plus alors qu'un écart de 15\%.
\section{La distance des étoiles}
On a vu que la parallaxe\index{parallaxe} de Mars est d'environ \angle{;;15} d'arc. Cette valeur est vraiment très petite. Il est donc impossible d'effectuer une mesure de la parallaxe d'une étoile à l'aide de la méthode utilisée pour Mars. Deux observations simultanées en deux endroits différents de la Terre ne permettent pas une telle mesure. Par la méthode de la parallaxe, la seule grandeur qu'il est possible de modifier est la distance entre les deux points d'observation. Comme des distances de l'ordre du rayon de la Terre ne suffisent pas, un effet de parallaxe plus important fut obtenu en effectuant la mesure à six mois d'intervalle. Ainsi, la distance entre les deux ``points de vue'' correspond au diamètre de l'orbite terrestre. La première mesure de la parallaxe d'une étoile (parallaxe stellaire\index{parallaxe!stellaire}) a été faite en 1838 par Friedrich Wilhelm Bessel\index{Bessel} pour la binaire 61 du Cygne. Mais, même pour une telle distance, les parallaxes d'étoiles restent inférieures à la seconde d'arc. Par exemple, pour Proxima du Centaure\index{Proxima du Centaure}, l'étoile la plus proche de nous, la parallaxe vaut 760 millisecondes d'arc.
On a vu que la parallaxe\index{parallaxe} de Mars est d'environ \ang{;;15} d'arc. Cette valeur est vraiment très petite. Il est donc impossible d'effectuer une mesure de la parallaxe d'une étoile à l'aide de la méthode utilisée pour Mars. Deux observations simultanées en deux endroits différents de la Terre ne permettent pas une telle mesure. Par la méthode de la parallaxe, la seule grandeur qu'il est possible de modifier est la distance entre les deux points d'observation. Comme des distances de l'ordre du rayon de la Terre ne suffisent pas, un effet de parallaxe plus important fut obtenu en effectuant la mesure à six mois d'intervalle. Ainsi, la distance entre les deux ``points de vue'' correspond au diamètre de l'orbite terrestre. La première mesure de la parallaxe d'une étoile (parallaxe stellaire\index{parallaxe!stellaire}) a été faite en 1838 par Friedrich Wilhelm Bessel\index{Bessel} pour la binaire 61 du Cygne. Mais, même pour une telle distance, les parallaxes d'étoiles restent inférieures à la seconde d'arc. Par exemple, pour Proxima du Centaure\index{Proxima du Centaure}, l'étoile la plus proche de nous, la parallaxe vaut 760 millisecondes d'arc.

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@ -1,70 +0,0 @@
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\citation{GC88}
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\citation{JR00}
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\citation{GC88}
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\citation{GC88}
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@ -1,58 +0,0 @@
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\citation{GG92}
\citation{JR07}
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@ -62,21 +62,21 @@ Le second problème tient dans la cinématique des planètes du système solaire
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Le système géocentrique de Tycho Brahé]{Le système géocentrique de Tycho Brahé\label{tychosystem} \par \scriptsize{Un modèle encore actuel\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Tychonian.gif= notamment pour le copyright de l'image.}.}}
\caption[Le système géocentrique de Tycho Brahé]{Le système géocentrique de Tycho Brahé\label{tychosystem} \par \scriptsize{Un modèle encore actuel.}}
\includegraphics[width=6cm]{TychoSystem.eps}
\end{figure}
Cette erreur, qui est celle du modèle de Ptolémée, si elle est bien une erreur, n'empêche pas qu'on puisse considérer que le Soleil tourne autour de la Terre, \emph{vu depuis la Terre}. Elle fut d'ailleurs reconnue et corrigée par Tycho Brahé\index{Tycho Brahe@Tycho Brahé} qui proposa un modèle (voir figure \ref{tychosystem}) où la Terre restait fixe dans l'univers, où le Soleil tournait autour d'elle et les autres planètes tournaient autour\dots\ du Soleil. Ce modèle, excepté la fixité de la Terre dans l'univers qui relève du premier problème énoncé ci-dessus, est parfaitement valide. Il s'agit tout simplement de la vision du système solaire \emph{relativement à la Terre}. Et la description actuelle des mouvements célestes vu depuis la Terre adopte un point de vue très proche de celui de Tycho Brahé, exception faite des orbites circulaires\index{orbite!circulaire} qui sont devenues des ellipses.
Cette erreur, qui est celle du modèle de Ptolémée, si elle est bien une erreur, n'empêche pas qu'on puisse considérer que le Soleil tourne autour de la Terre, \emph{vu depuis la Terre}. Elle fut d'ailleurs reconnue et corrigée par Tycho Brahé\index{Tycho Brahe@Tycho Brahé} qui proposa un modèle (voir figure \ref{tychosystem}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://en.wikipedia.org/wiki/Image:Tychonian.gif} notamment pour le copyright de l'image.}) où la Terre restait fixe dans l'univers, où le Soleil tournait autour d'elle et les autres planètes tournaient autour\dots\ du Soleil. Ce modèle, excepté la fixité de la Terre dans l'univers qui relève du premier problème énoncé ci-dessus, est parfaitement valide. Il s'agit tout simplement de la vision du système solaire \emph{relativement à la Terre}. Et la description actuelle des mouvements célestes vu depuis la Terre adopte un point de vue très proche de celui de Tycho Brahé, exception faite des orbites circulaires\index{orbite!circulaire} qui sont devenues des ellipses.
\section{Rotation du Soleil\index{rotation!du Soleil} dans la Voie Lactée\index{Voie Lactée}}
On se propose de calculer la vitesse de rotation du Soleil dans notre galaxie, la Voie Lactée.
La figure \ref{milky_way_2005} présente une vue d'artiste de la Voie Lactée telle qu'on se la représente. La position du Soleil y figure sous la forme d'un point jaune.
La figure \ref{milky_way_2005}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Milky\_Way\_2005.jpg}. Image dans le domaine public. Remerciements à la NASA.} présente une vue d'artiste de la Voie Lactée telle qu'on se la représente. La position du Soleil y figure sous la forme d'un point jaune.
\begin{figure}[th]
\centering
\caption[Le Soleil dans la Voie Lactée]{Le soleil dans la Voie Lactée\label{milky_way_2005} \par \scriptsize{Représentation artistique\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Milky_Way_2005.jpg=. Image dans le domaine public. Remerciements à la NASA.}}}
\caption[Le Soleil dans la Voie Lactée]{Le soleil dans la Voie Lactée\label{milky_way_2005} \par \scriptsize{Représentation artistique}}
\includegraphics[width=6cm]{Milky_Way_2005_soleil.eps}
\end{figure}
@ -108,10 +108,10 @@ v&=\frac{d}{t}=\frac{2\cdot \pi\cdot R_{S\rightarrow G}}{T_s}\\
\end{align*}
Cette vitesse est incroyable. Nous ne la ressentons à nouveau pas ou peu toujours à cause de l'inertie\index{inertie}.
Notons que cette vitesse est la même pour toutes les étoiles proches du Soleil qui participent au mouvement de rotation autour du centre de la galaxie. Mais le Soleil a aussi un mouvement propre, c'est-à-dire qu'une partie de sa vitesse ne correspond pas à sa vitesse de rotation autour du centre de la galaxie. Cette composante vaut environ \SI{20}{\kilo\metre\per\second}.\endnote{Voir le site \url=http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/enseignement/astronomie/5eme_partie/voieLactee.php=}
Notons que cette vitesse est la même pour toutes les étoiles proches du Soleil qui participent au mouvement de rotation autour du centre de la galaxie. Mais le Soleil a aussi un mouvement propre, c'est-à-dire qu'une partie de sa vitesse ne correspond pas à sa vitesse de rotation autour du centre de la galaxie. Cette composante vaut environ \SI{20}{\kilo\metre\per\second}.\endnote{Voir le site \url{http://www.dil.univ-mrs.fr/~gispert/enseignement/astronomie/5eme\_partie/voieLactee.php}}
Relevons enfin une règle bien pratique pour la transformation d'unité entre les \si{\metre\per\second} et les \si{\kilo\metre\per\hour}. On a en effet~:
\[\SI{1}{\kilo\metre\per\hour}=\frac{1\,km}{1\,h}=\frac{1000\,m}{3600\,s}=\SI{1 / 3,6}{\metre\per\second}\]
\[\SI{1}{\kilo\metre\per\hour}=\frac{1\,km}{1\,h}=\frac{1000\,m}{3600\,s}=1 / 3,6\unit{\metre\per\second}\]
Ainsi, pour transformer des \si{\kilo\metre\per\hour} en \si{\metre\per\second}, il faut diviser le nombre correspondant aux \si{\kilo\metre\per\hour} par le facteur 3,6. Inversement, pour passer de \si{\metre\per\second} en \si{\kilo\metre\per\hour}, il faut multiplier les \si{\metre\per\second} par 3,6.
\section{Vitesse et référentiel}

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@ -1,57 +0,0 @@
\relax
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {H}Satellite en orbite g\IeC {\'e}ostationnaire}{193}\protected@file@percent }
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\newlabel{geostat}{{H}{193}}
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\newlabel{vitessesatgeostat}{{H.1}{193}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {H.1}{\ignorespaces Satellite}}{193}\protected@file@percent }
\newlabel{satellite}{{H.1}{193}}
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}

View File

@ -49,7 +49,7 @@ De là on tire (faites les calculs vous-même)~:
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Satellite]{Satellite\label{satellite} \par \scriptsize{En orbite géostationnaire\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Navstar-2.jpg= notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à la NASA.}}}
\caption[Satellite]{Satellite\label{satellite} \par \scriptsize{En orbite géostationnaire}}
\includegraphics[width=6cm]{Satellite.eps}
\end{figure}
@ -61,7 +61,7 @@ h=\;&(\frac{6,67\cdot10^{-11}\cdot5,97\cdot10^{24}\cdot(24\cdot60\cdot60)^{2}}{4
& -6,37\cdot10^{6}=\SI{35857}{\kilo\metre}
\end{align*}
Il s'agit de l'altitude des satellites en orbite géostationnaire au-dessus de l'équateur. Pour des latitudes plus élevées, on comprend bien que plus on monte vers le pôle, plus le satellite sera bas sur l'horizon. Il se peut même qu'ils soient sous l'horizon. C'est pourquoi d'autres types d'orbites sont nécessaires, comme l'orbite de Molniya, qui permet de couvrir à l'aide de plusieurs satellites les régions polaires vingt-quatre heures sur vingt-quatre.
Il s'agit de l'altitude des satellites en orbite géostationnaire (voir figure \ref{satellite}\endnote{Voir le site de l'encyclopédie Wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Navstar-2.jpg} notamment pour le copyright de l'image. Remerciements à la NASA.}) au-dessus de l'équateur. Pour des latitudes plus élevées, on comprend bien que plus on monte vers le pôle, plus le satellite sera bas sur l'horizon. Il se peut même qu'ils soient sous l'horizon. C'est pourquoi d'autres types d'orbites sont nécessaires, comme l'orbite de Molniya, qui permet de couvrir à l'aide de plusieurs satellites les régions polaires vingt-quatre heures sur vingt-quatre.
\smallskip
L'équation \ref{vitessesatgeostat} permet alors de déterminer la vitesse du satellite sur son orbite. Pour un rayon de la terre \(R_T=\SI{6,37e6}{\metre}\) et une altitude \(h=\SI{35,857e6}{\metre}\), on a~:

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@ -1,62 +0,0 @@
\relax
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {B}Deux syst\IeC {\`e}mes de coordonn\IeC {\'e}es}{169}\protected@file@percent }
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\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\newlabel{coordonn\IeC {\'e}es}{{B}{169}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {B.1}Le syst\IeC {\`e}me de coordonn\IeC {\'e}es circulaires}{169}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {B.1.1}Introduction}{169}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {B.1.2}Description}{169}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {B.1}{\ignorespaces Syst\IeC {\`e}me de coordonn\IeC {\'e}es circulaires\relax }}{169}\protected@file@percent }
\newlabel{circulaire}{{B.1}{169}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {B.2}Coordonn\IeC {\'e}es sph\IeC {\'e}riques}{169}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {B.2.1}Introduction}{169}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {B.2.2}Description}{169}\protected@file@percent }
\newlabel{sph\IeC {\`e}re}{{B.2.2}{170}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {B.2}{\ignorespaces Syst\IeC {\`e}me de coordonn\IeC {\'e}es sph\IeC {\'e}riques\relax }}{170}\protected@file@percent }
\newlabel{sph\IeC {\`e}rique}{{B.2}{170}}
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@ -1,197 +0,0 @@
\relax
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {Q.1}Temp\IeC {\'e}rature et dilatation}{201}}
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\newlabel{dilatation}{{Q.1.2}{201}}
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\newlabel{dilatationlineaire}{{Q.1}{202}}
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\newlabel{bilame}{{Q.2}{202}}
\newlabel{gamma}{{Q.2}{202}}
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\newlabel{dilatationvolumique}{{Q.3}{202}}
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\newlabel{coeffvolume}{{Q.2}{203}}
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\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.2.1}Introduction}{203}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.2.2}Chaleur sp\IeC {\'e}cifique}{203}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Chaleur massique}{203}}
\newlabel{ParaChaleurMassique}{{Q.2.2}{203}}
\newlabel{chaleurmassique}{{Q.4}{203}}
\newlabel{Qchaleurmassique}{{Q.5}{203}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {Q.3}{\ignorespaces Chaleur massique}}{204}}
\newlabel{tabchaleurmassique}{{Q.3}{204}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Capacit\IeC {\'e} thermique}{204}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Notion de mole}{204}}
\newlabel{Avogadro}{{Q.6}{204}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Chaleur molaire}{204}}
\newlabel{chaleurmolaire}{{Q.7}{204}}
\newlabel{Qchaleurmolaire}{{Q.8}{204}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Relation entre chaleur massique et molaire}{205}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Chaleur latente}{205}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {Q.4}{\ignorespaces Chaleur latente}}{205}}
\newlabel{chaleurlatente}{{Q.4}{205}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{\IeC {\'E}vaporation}{205}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.2.3}Bilan thermique}{206}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {Q.3}Loi des gaz parfaits}{207}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.3.1}\IeC {\'E}quation d'\IeC {\'e}tat}{207}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Pression}{207}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{\IeC {\'E}tat d'un gaz parfait}{207}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Approche intuitive}{207}}
\newlabel{pvkt}{{Q.12}{208}}
\newlabel{nRNk}{{Q.14}{208}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Approche mol\IeC {\'e}culaire}{208}}
\newlabel{apprmolecul}{{Q.3.1}{208}}
\newlabel{tempencin}{{Q.19}{209}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.3.2}Gaz parfait}{209}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {Q.4}Premier principe}{209}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.1}Chaleur}{209}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.2}Travail}{210}}
\newlabel{generaltravail}{{Q.20}{210}}
\newlabel{generalpression}{{Q.21}{210}}
\newlabel{thermotravail}{{Q.22}{210}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.3}\IeC {\'E}nergie interne}{210}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.4}{\ignorespaces Travail et diagramme P-V}}{210}}
\newlabel{diagtravailpv}{{Q.4}{210}}
\newlabel{eninterne}{{Q.23}{210}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{\IeC {\'E}quipartition de l'\IeC {\'e}nergie}{211}}
\newlabel{equipartition}{{Q.24}{211}}
\newlabel{iequipartition}{{Q.25}{211}}
\newlabel{iequipartitiondiatomique}{{Q.26}{211}}
\newlabel{iequipartitiondiatomiquevibrant}{{Q.27}{211}}
\newlabel{iequipartitiontriatomique}{{Q.28}{211}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.4}Premier principe}{211}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.5}Changements d'\IeC {\'e}tats}{211}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Transformation isobare}{212}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.5}{\ignorespaces Transformation isobare}}{212}}
\newlabel{diagtravailpvisobare}{{Q.5}{212}}
\newlabel{chaleurspecisobare}{{Q.33}{212}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Transformation isochore}{212}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.6}{\ignorespaces Transformation isochore}}{213}}
\newlabel{diagtravailpvisochore}{{Q.6}{213}}
\newlabel{enintisochore}{{Q.35}{213}}
\newlabel{chaleurspecisochore}{{Q.37}{213}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Transformation isotherme}{213}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.7}{\ignorespaces Transformation isotherme}}{213}}
\newlabel{diagtravailpvisotherme}{{Q.7}{213}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Transformation adiabatique}{214}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.8}{\ignorespaces Transformation adiabatique}}{214}}
\newlabel{diagtravailpvadiabatique}{{Q.8}{214}}
\newlabel{adiabaU0}{{Q.41}{214}}
\newlabel{adiabaU}{{Q.42}{214}}
\newlabel{adiabdiff}{{Q.43}{214}}
\newlabel{adiabadef}{{Q.44}{214}}
\newlabel{equationadiabatique}{{Q.46}{214}}
\newlabel{adiavariation1}{{Q.47}{214}}
\newlabel{adiavariation2}{{Q.48}{215}}
\newlabel{travailadiabatique}{{Q.49}{215}}
\newlabel{gammacpcv}{{Q.50}{215}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.4.6}Chaleurs sp\IeC {\'e}cifiques}{215}}
\newlabel{cpi}{{Q.60}{215}}
\newlabel{cvi}{{Q.61}{215}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {Q.5}Machines thermiques}{216}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.5.1}Machine simple}{216}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {Q.5}{\ignorespaces \IeC {\'E}tats caract\IeC {\'e}ristiques}}{216}}
\newlabel{etats}{{Q.5}{216}}
\newlabel{moteur1}{{Q.9(a)}{217}}
\newlabel{sub@moteur1}{{(a)}{217}}
\newlabel{moteur2}{{Q.9(b)}{217}}
\newlabel{sub@moteur2}{{(b)}{217}}
\newlabel{moteur3}{{Q.9(c)}{217}}
\newlabel{sub@moteur3}{{(c)}{217}}
\newlabel{moteur4}{{Q.9(d)}{217}}
\newlabel{sub@moteur4}{{(d)}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.9}{\ignorespaces Moteur thermique}}{217}}
\newlabel{moteurtherm}{{Q.9}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(a)}{\ignorespaces {Chargement}}}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(b)}{\ignorespaces {Chauffage}}}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(c)}{\ignorespaces {D\IeC {\'e}chargement}}}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(d)}{\ignorespaces {Refroidissement}}}{217}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.10}{\ignorespaces Diagramme d'\IeC {\'e}tat}}{217}}
\newlabel{diagpvmotsimple}{{Q.10}{217}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {Q.6}{\ignorespaces Grandeurs caract\IeC {\'e}ristiques}}{218}}
\newlabel{transetats}{{Q.6}{218}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.11}{\ignorespaces Diagramme d'\IeC {\'e}tat}}{218}}
\newlabel{diagpvchal}{{Q.11}{218}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.12}{\ignorespaces Diagramme d'\IeC {\'e}tat}}{218}}
\newlabel{bilanmot}{{Q.12}{218}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.5.2}Moteur \IeC {\`a} explosion}{218}}
\newlabel{paraOtto}{{Q.5.2}{218}}
\newlabel{admission}{{Q.13(a)}{219}}
\newlabel{sub@admission}{{(a)}{219}}
\newlabel{compression}{{Q.13(b)}{219}}
\newlabel{sub@compression}{{(b)}{219}}
\newlabel{allumage}{{Q.13(c)}{219}}
\newlabel{sub@allumage}{{(c)}{219}}
\newlabel{tempsmoteur}{{Q.13(d)}{219}}
\newlabel{sub@tempsmoteur}{{(d)}{219}}
\newlabel{echappement}{{Q.13(e)}{219}}
\newlabel{sub@echappement}{{(e)}{219}}
\newlabel{evacuation}{{Q.13(f)}{219}}
\newlabel{sub@evacuation}{{(f)}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.13}{\ignorespaces Moteur \IeC {\`a} explosion}}{219}}
\newlabel{motess}{{Q.13}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(a)}{\ignorespaces {Admission}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(b)}{\ignorespaces {Compression}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(c)}{\ignorespaces {Allumage}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(d)}{\ignorespaces {Temps moteur}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(e)}{\ignorespaces {\IeC {\'E}chappement}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {subfigure}{\numberline{(f)}{\ignorespaces {\IeC {\'E}vacuation}}}{219}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.14}{\ignorespaces Diagramme d'\IeC {\'e}tat}}{219}}
\newlabel{diagetatmotess}{{Q.14}{219}}
\newlabel{rendementotto}{{Q.64}{220}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.5.3}Moteur Diesel}{220}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {Q.15}{\ignorespaces Diagramme d'\IeC {\'e}tat}}{220}}
\newlabel{diagetatmotdiesel}{{Q.15}{220}}
\newlabel{T3T2V3V2}{{Q.65}{221}}
\newlabel{eqqq1}{{Q.66}{221}}
\newlabel{eqqq2}{{Q.67}{221}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {Q.5.4}Machine de Stirling}{222}}
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\@setckpt{Annexe-Thermodynamique/Annexe-Thermodynamique}{
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}

View File

@ -1132,7 +1132,7 @@ Ce bilan permet de déterminer le rendement du moteur. Il s'agit du rapport entr
\subfigure[Temps moteur\label{tempsmoteur}]{\includegraphics[height=4.8cm]{TempsMoteur.eps}}\quad
\subfigure[Échappement\label{echappement}]{\includegraphics[height=4.8cm]{Echappement.eps}}\quad
\subfigure[Évacuation\label{evacuation}]{\includegraphics[height=4.8cm]{Evacuation.eps}}
\caption[Moteur à explosion]{Moteur à explosion\label{motess}\endnote{Voir Wikipedia~: \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:4-Stroke-Engine.gif=}}
\caption[Moteur à explosion]{Moteur à explosion\label{motess}\endnote{Voir Wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Fichier:4-Stroke-Engine.gif}}}
\end{figure*}
Un autre exemple de moteur thermique est le moteur à explosion\index{moteur!à explosion} et plus particulièrement celui à essence\index{moteur!à essence}. Si la description qu'on va donner ici reste très théorique, elle présente néanmoins ce moteur dans son principe de fonctionnement en relation avec le cycle thermodynamique dit d'Otto\index{cycle!d'Otto} ou de Beau de Rochas\index{Beau de Rochas} qui le traduit. Il est constitué des six étapes présentées à la figure \ref{motess}~:

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@ -1,92 +0,0 @@
\relax
\citation{JL96}
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {D}Travaux pratiques}{177}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {D.1}Le rapport de laboratoire}{177}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {D.1.1}Plan d'un rapport de travail pratique}{178}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Pr\IeC {\'e}liminaires}{178}\protected@file@percent }
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\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{But}{178}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {D.1}{\ignorespaces Rail horizontal}}{178}\protected@file@percent }
\newlabel{railhorizontal}{{D.1}{178}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Th\IeC {\'e}orie}{178}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Description de l'exp\IeC {\'e}rience}{178}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{R\IeC {\'e}sultats}{178}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {D.2}{\ignorespaces Chute libre\relax }}{179}\protected@file@percent }
\newlabel{explegraphe}{{D.2}{179}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {D.1}{\ignorespaces Tableau de mesures\relax }}{179}\protected@file@percent }
\newlabel{tableau}{{D.1}{179}}
\newlabel{defecart}{{D.1}{179}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Discussion}{180}\protected@file@percent }
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {D.3}Le pendule simple}{181}\protected@file@percent }
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {D.8}Le chariot \IeC {\`a} masse pendante}{184}\protected@file@percent }
\@setckpt{Annexe-TravauxPratiques/Annexe-TravauxPratiques}{
\setcounter{page}{185}
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}

View File

@ -206,7 +206,62 @@ Des astronomes chinois du haut Moyen Âge ont signalé l'apparition, en l'année
\section{Le pendule\index{pendule} simple}
\subsection{Les mesures}
Au préalable de ce laboratoire, relevons que pour un sujet paraissant très \og simple \fg{}, on peut se demander pourquoi s'en occuper. Or, en parcourant les exemples où des balanciers sont présents, comme :
\begin{itemize}
\item la pendule de salon, contenant un pendule ou
\item le métronome, un pendule inversé ou
\item le diapason, un oscillateur solide ou encore
\item le quartz d'une montre, d'un smartphone ou d'un ordinateur ou enfin
\item les atomes oscillants d'une horloge atomique,
\end{itemize}
on peut prendre conscience de l'importance des oscillateurs\index{oscillateur}.
\smallskip
En effet, la compréhension du rôle du pendule dans une pendule est souvent mal comprise. Beaucoup considèrent que ce pendule fournit de l'énergie en oscillant à la pendule. Or, ce n'est pas le cas. L'énergie est fournie par un système de masses pendantes, généralement accrochées à des chaînes, qui en descendant transforment l'énergie gravitationnelle en mouvement de rotation des aiguilles. C'est la raison pour laquelle on utilise l'expression \og remonter la pendule \fg. La figure \ref{fig:lelapendule} montre une pendule dont les masses sont en avant plan et le pendule à l'arrière de celles-ci.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption{Une pendule\label{fig:lelapendule}}
\includegraphics{LaLePendule.eps}
\end{figure}
En fait, le rôle du pendule est de \og battre \fg{} le temps. C'est son oscillation qui va permettre de définir ce que doit être une seconde. Ainsi l'étude des condition qui permettent d'obtenir un temps d'oscillation du pendule, appelé \emph{période} du pendule, d'une seconde ou d'un temps précisément déterminé, prend de l'importance au regard du bon fonctionnement de la pendule. En particulier, comme on va le voir plus lojn, les masse, longueur et angle initial du pendule pourraient avoir une importance.
\smallskip
De même, pour un métronome, qui \og donne la mesure \fg{} en musique. Généralement, les musiciens qui l'utilisent savent qu'on peut modifier le temps d'oscillation de la tige du métronome en plaçant la petite masse qui coulisse sur celle-ci plus ou moins haut. Cela pourrait indiquer que la longueur du pendule a une réelle influence sur sa période. Mais un pendule est-il comparable avec un métronome ?
La manière de lancer le mouvement après remontage (mais faut-il remonter un métronome ?) peut aussi être comparée. En effet, généralement les musiciens ne font pas attention à l'angle initial selon lequel il lâchent la tige du métronome. Est-ce une bonne chose ? Si la période dépend de l'angle initial, cela pourrait-il être la raison du manque de savoir rythmique de certains et aussi du manque de précision de certaines pendules qu'on aurait relancées à la mauvaise place ?
Enfin, sur la tige des métronomes se trouve une graduation particulière. À quoi sert-elle ? Visiblement (voir figure \ref{fig:metronome}), les espaces entre les graduations sont variables. Pourquoi ? C'est une question légitime qui non seulement trouvera une réponse dans le cadre de ce laboratoire, mais aussi permettra d'aller plus loin que le constat d'une simple dépendance de la période en fonction de la longueur.
\smallskip
Les musiciens utilisent aussi un autre appareil intéressant : le diapason. Il s'agit d'un appareil destiné à donner une note bien précise permettant à des instruments de s'accorder sur celle-ci.
Un diapason à une forme de U. En en frappant l'une des extrémités, on le fait osciller à une fréquence qui lui est propre. On constate qu'en le frappant plus ou moins fort, la note produite ne change pas, ce qui pourrait indiquer que l'angle initial d'oscillation n'intervient pas dans la période d'oscillation d'un pendule. Mais un pendule peut-il être comparé à un diapason ? La masse et la longueur du diapason changent-t-elles sa fréquence ?
On peut se demander s'il est nécessaire de répondre à ces questions, étant donné que l'utilisation des diapason est de plus en plus rare aujourd'hui puisqu'on dispose maintenant de systèmes électroniques délivrant des fréquences de référence.
\smallskip
Pourtant, il est un système ressemblant au diapason pour lequel de telles réponses seraient les bienvenues. C'est ce système qui est à la base de la réponse à la question : comment des appareils électroniques comme une montre non mécanique, un smartphone ou un ordinateur peut-il donner l'heure ?
Si beaucoup pensent à tort que l'heure donnée par un smartphone l'est par le réseau (le réseau permet en réalité d'effectuer une synchronisation des horloges, comme les horloges dites \og radio commandées \fg), comment une montre non connectée peut-elle le faire ?
La réponse est simple, elle utilise un \emph{quartz}. Le quartz et une pierre piézo-électrique. En la faisant parcourir par un courant électrique, elle se met à osciller, elle devient un oscillateur. Or, un quartz à la même forme qu'un diapason. Il est donc possible de comparer un quartz à celui-ci et dans une certaine mesure à un pendule.
%\begin{figure}[t]
%\centering
%\caption{Un quartz\label{fig:quartz}}
%\includegraphics{Quartz.eps}
%\end{figure}
Comme la définition de la seconde à l'intérieur de la montre se fait grâce à l'oscillation de son quartz, il est intéressant de se demander si celle-ci dépend de la masse, de la longueur ou de l'angle initial d'oscillation du quartz.
\smallskip
On voit ainsi que le problème du pendule simple est même à bien des interrogations sur ce qu'on peut qualifier d'oscillateurs. Et cela pourrait encore se poursuivre par le fonctionnement des horloges atomiques dont le principe est basé sur l'oscillation des atomes \dots
Voilà pour les motivations nécessaires pour s'intéresser au pendule simple. Voyons maintenant comment le faire précisément.
\bigskip
Une partie très importante du travail du physicien est de déterminer la (ou les) grandeur\index{grandeur} pertinente pour décrire le phénomène étudié.
Ici, on s'intéresse à la période\index{periode@période} du pendule, c'est-à-dire au temps qu'il met pour faire un aller-retour. Il s'agit de déterminer quelles variables\index{variable} (quels paramètres) pourraient influer cette grandeur. On peut citer entre autres la masse et la longueur du pendule, sa position initiale (l'angle du fil par rapport à la verticale), son poids, le fluide dans lequel il se trouve, etc. Tous ces paramètres n'ont pas forcément de liens avec la grandeur choisie pour décrire le phénomène. Dans un premier temps, on peut donc en éliminer certains qui paraissent en première approximation n'avoir aucun rôle, en raison des difficultés pour les mesurer, des impossibilités matérielles pour les déterminer ou du coût qu'ils engendrent. Bien entendu, il faut tenter de minimiser l'influence de paramètres que l'on ne pourrait prendre en considération pour diverses raisons tout en les sachant importants.

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@ -5,7 +5,7 @@
\fancypage{\fbox}{} % commence l'encadrement du plan d'un rapport de TP
\section{Le rapport de laboratoire}
\lettrine{T}{out d'abord}, un avertissement.\index{rapport!de laboratoire} La ``méthode'' de construction d'un rapport présentée ci-dessous est propre à celle d'une discipline scientifique. Elle constitue une manière de faire qui est actuellement reconnue. Pourtant l'histoire montre que la présentation des résultats a souvent adopté des formes très différentes. On doit donc plus la comprendre comme le rappel d'un nécessaire soucis de rigueur que comme une exigence formelle. De plus, si elle est un outil particulièrement bien adapté à la présentation de cette forme de savoir qu'est la science, elle ne l'est certainement pas pour d'autres formes de connaissances. En effet :
\lettrine{T}{out d'abord}, un avertissement.\index{rapport!de laboratoire} La ``méthode'' de construction d'un rapport présentée ci-dessous est propre à celle d'une discipline scientifique. Elle constitue une manière de faire qui est actuellement reconnue. Pourtant l'histoire montre que la présentation des résultats a souvent adopté des formes très différentes. On doit donc plus la comprendre comme le rappel d'un nécessaire soucis de rigueur que comme une exigence formelle. De plus, si elle est un outil particulièrement bien adapté à la présentation de cette forme de savoir qu'est la science, elle ne l'est certainement pas pour d'autres formes de connaissances. En effet~:
\begin{quotation}
``\textit{La conception et la mise au point d'instruments spécifiques, toujours plus diversifiés, est l'une des marques du progrès technique. Comment croire que le progrès intellectuel puisse suivre un chemin inverse ? S'il existe aujourd'hui des dizaines de types de tournevis, de scies, de rabots, peut-on sérieusement imaginer que la pensée, elle, puisse se contenter d'une aussi pauvre panoplie que celle empruntée aux seules sciences dites exactes ?}''
@ -31,11 +31,11 @@ Lorsque deux élèves font une expérience, ils présentent un seul rapport et o
En règle générale, pour oublier le moins de choses importantes possibles, un rapport\index{rapport!de travail pratique} est structuré de la manière qui suit.
D'un point de vue typographique, il faut relever que les titres de sections ne doivent pas être soulignés, ni ponctués (ni par un point, ni par un double point). Ils sont simplement mis en évidence par une taille de caractère légèrement suppérieure à celle du corps de base.
D'un point de vue typographique, il faut relever que les titres de sections ne doivent pas être soulignés, ni ponctués (ni par un point, ni par un double point). Ils sont simplement mis en évidence par une taille de caractère légèrement supérieure à celle du corps de base.
\subsubsection{Préliminaires}
Titre\index{titre} de l'expérience, noms des auteurs, classe et date. Le titre doit être explicite, c'est-à-dire qu'il doit donner une première idée du sujet abordé et non se limiter à dire qu'il s'agit de physique, comme par exemple : ``Laboratoire de physique''. Il ne doit pas y avoir d'abréviations, ni d'acronymes.
Titre\index{titre} de l'expérience, noms des auteurs, classe et date. Le titre doit être explicite, c'est-à-dire qu'il doit donner une première idée du sujet abordé et non se limiter à dire qu'il s'agit de physique, comme par exemple~: ``Laboratoire de physique''. Il ne doit pas y avoir d'abréviations, ni d'acronymes.
\subsubsection{Résumé\index{resume@résumé}}
@ -74,7 +74,7 @@ schéma de ne pas se trouver directement sous le texte.)}}
\subsubsection{Résultats\index{resultats@résultats}}
Les résultats doivent impérativement figurer dans le corps du rapport. Selon les cas, ils peuvent être constitués de mesures brutes ou issus du calcul de grandeurs dérivées. Ils en constituent, avec la discussion (voir plus loin) l'une des deux parties principales et doivent, à ce titre, obligatoirement être présents dans le corps du rapport. Cependant, ils peuvent être présentés sous différents formes :
Les résultats doivent impérativement figurer dans le corps du rapport. Selon les cas, ils peuvent être constitués de mesures brutes ou issus du calcul de grandeurs dérivées. Ils en constituent, avec la discussion (voir plus loin) l'une des deux parties principales et doivent, à ce titre, obligatoirement être présents dans le corps du rapport. Cependant, ils peuvent être présentés sous différents formes~:
\begin{enumerate}
\item \underbar{Graphiques des résultats}
@ -93,7 +93,7 @@ Un exemple est présenté à la figure \ref{explegraphe}.
\item \underbar{Tableau des mesures}
Les mesures effectuées au laboratoire, lorsqu'elles sont peu nombreuses, peuvent être mises dans un ou plusieurs tableaux\index{tableau} ayant la forme présentée dans le tableau \ref{tableau}. La première ligne présente les grandeurs physiques et leurs symboles. La seconde donne les unités des grandeurs et la troisième les incertitudes absolues\index{incertitude@incertitude} des mesures directes (non calculées à partir d'autres grandeurs). Enfin, les suivantes présentent les résultats. Attention, présenter trop de résultats simultanément nuit à la lisibilité d'un tableau. Par ailleurs, une bonne lecture d'un tableau passe par sa simplification : pas de colonne de valeurs identiques qu'on peut présenter une seule fois avant le tableau, pas de colonnes exagérément large, et donc de vide inutile, en raison d'un titre trop long, pas de colonnes de calculs intermédiaires sans raison aucune, etc.
Les mesures effectuées au laboratoire, lorsqu'elles sont peu nombreuses, peuvent être mises dans un ou plusieurs tableaux\index{tableau} ayant la forme présentée dans le tableau \ref{tableau}. La première ligne présente les grandeurs physiques et leurs symboles. La seconde donne les unités des grandeurs et la troisième les incertitudes absolues\index{incertitude@incertitude} des mesures directes (non calculées à partir d'autres grandeurs). Enfin, les suivantes présentent les résultats. Attention, présenter trop de résultats simultanément nuit à la lisibilité d'un tableau. Par ailleurs, une bonne lecture d'un tableau passe par sa simplification~: pas de colonne de valeurs identiques qu'on peut présenter une seule fois avant le tableau, pas de colonnes exagérément large, et donc de vide inutile, en raison d'un titre trop long, pas de colonnes de calculs intermédiaires sans raison aucune, etc.
\begin{table}[ht]
\centering
@ -108,27 +108,27 @@ s & cm & cm/s\\
0,1 & 0,10 & \\
\hline
\hline
$\begin{array}{c}
\(\begin{array}{c}
2,0\\
2,4\\
2,6\end{array}$&
$\begin{array}{c}
2,6\end{array}\)&
\(\begin{array}{c}
31,6\\
17,8\\
12,4\end{array}$&
$\begin{array}{c}
12,4\end{array}\)&
\(\begin{array}{c}
1,8\\
3,2\\
4,8\end{array}$\\
4,8\end{array}\)\\
\hline
\end{tabular}
\end{table}
Si les mesures sont trop nombreuses, pour améliorer la lisibilité du rapport, on peut les reporter en annexe\index{annexe}. Encore une fois, il faut alors impérativement présenter les résultats principaux, significatifs ou importants qui constituent, à proprement parlé, les résultats de l'expérience. Par exemple, dans la recherche d'une accélération à partir de mesures d'une distance parcourue et d'un temps, on peut reporter en annexe les nombreuses mesures réalisées, mais pas les valeurs d'accélération qui en découlent et constituent les résultats de l'expérience.
Par ailleurs, il faut ici insister sur ce qui est nécessaire pour permettre la comparaison entre théorie et expérience. Une notion simple permet de quantifier la différence entre une mesure, notée $valeur_{exp}$, et une valeur théorique, notée \(valeur_{th}\), celle d'écart\index{ecart@écart} ou d'erreur\index{erreur} :
Par ailleurs, il faut ici insister sur ce qui est nécessaire pour permettre la comparaison entre théorie et expérience. Une notion simple permet de quantifier la différence entre une mesure, notée \(valeur_{exp}\), et une valeur théorique, notée \(valeur_{th}\), celle d'écart\index{ecart@écart} ou d'erreur\index{erreur}~:
\begin{equation}\label{defecart}
\fbox{$\displaystyle e(\%)=\frac{valeur_{th}-valeur_{exp}}{valeur_{th}}\cdot100$}
\fbox{\(\displaystyle e(\%)=\frac{valeur_{th}-valeur_{exp}}{valeur_{th}}\cdot100\)}
\end{equation}
Lorsqu'une valeur théorique est très précisément connue, on parle d'erreur\index{erreur} à la valeur théorique plutôt que d'écart.
@ -173,7 +173,7 @@ Tout ce qui nuit à la lisibilité du rapport, mais a une certaine importance à
\subsection{Introduction}
La nébuleuse du Crabe est le reste de l'explosion d'une étoile arrivée en fin d'évolution : les couches extérieures de l'étoile ont formé la nébuleuse actuelle, alors que le noyau s'est contracté brutalement, pour former une étoile à neutrons\index{etoile@étoile!à neutrons} qui rayonne ce qui lui reste d'énergie thermique. Cette étoile est un pulsar\index{pulsar} de très courte période (33 ms).
La nébuleuse du Crabe est le reste de l'explosion d'une étoile arrivée en fin d'évolution~: les couches extérieures de l'étoile ont formé la nébuleuse actuelle, alors que le noyau s'est contracté brutalement, pour former une étoile à neutrons\index{etoile@étoile!à neutrons} qui rayonne ce qui lui reste d'énergie thermique. Cette étoile est un pulsar\index{pulsar} de très courte période (33 ms).
\subsection{But du travail pratique}
@ -189,9 +189,9 @@ Identifier le pulsar sur les photographies (des deux étoiles centrales, c'est c
\subsection{Résultats}
Faire un tableau où figureront pour chaque filament : la distance \(x_1\) en \si{\arcsecond de la première photographie, la distance \(x_2\) en \si{\arcsecond}
Faire un tableau où figureront pour chaque filament~: la distance \(x_1\) en \si{\arcsecond} de la première photographie, la distance \(x_2\) en \si{\arcsecond}
de la seconde photo, et le mouvement propre
\[v=\frac{\Delta x}{\Delta t}\; \text{}\;\Delta x=x_{2}-x_{1}\; et\;\Delta t=\SI{34,1}{ans}\]
\[v=\frac{\Delta x}{\Delta t}\; \text{}\;\Delta x=x_{2}-x_{1}\; et\;\Delta t=\SI{34,1}{\year}\]
A titre de contrôle, mesurer de la même manière la distance de quelques étoiles au pulsar, sur chaque photographie.
@ -206,12 +206,67 @@ Des astronomes chinois du haut Moyen Âge ont signalé l'apparition, en l'année
\section{Le pendule\index{pendule} simple}
\subsection{Les mesures}
Au préalable de ce laboratoire, relevons que pour un sujet paraissant très \og simple \fg{}, on peut se demander pourquoi s'en occuper. Or, en parcourant les exemples où des balanciers sont présents, comme :
\begin{itemize}
\item la pendule de salon, contenant un pendule ou
\item le métronome, un pendule inversé ou
\item le diapason, un oscillateur solide ou encore
\item le quartz d'une montre, d'un smartphone ou d'un ordinateur ou enfin
\item les atomes oscillants d'une horloge atomique,
\end{itemize}
on peut prendre conscience de l'importance des oscillateurs\index{oscillateur}.
\smallskip
En effet, la compréhension du rôle du pendule dans une pendule est souvent mal comprise. Beaucoup considèrent que ce pendule fournit de l'énergie en oscillant à la pendule. Or, ce n'est pas le cas. L'énergie est fournie par un système de masses pendantes, généralement accrochées à des chaînes, qui en descendant transforment l'énergie gravitationnelle en mouvement de rotation des aiguilles. C'est la raison pour laquelle on utilise l'expression \og remonter la pendule \fg. La figure \ref{fig:lelapendule} montre une pendule dont les masses sont en avant plan et le pendule à l'arrière de celles-ci.
\begin{figure}[t]
\centering
\caption{Une pendule\label{fig:lelapendule}}
\includegraphics{LaLePendule.eps}
\end{figure}
En fait, le rôle du pendule est de \og battre \fg{} le temps. C'est son oscillation qui va permettre de définir ce que doit être une seconde. Ainsi l'étude des condition qui permettent d'obtenir un temps d'oscillation du pendule, appelé \emph{période} du pendule, d'une seconde ou d'un temps précisément déterminé, prend de l'importance au regard du bon fonctionnement de la pendule. En particulier, comme on va le voir plus lojn, les masse, longueur et angle initial du pendule pourraient avoir une importance.
\smallskip
De même, pour un métronome, qui \og donne la mesure \fg{} en musique. Généralement, les musiciens qui l'utilisent savent qu'on peut modifier le temps d'oscillation de la tige du métronome en plaçant la petite masse qui coulisse sur celle-ci plus ou moins haut. Cela pourrait indiquer que la longueur du pendule a une réelle influence sur sa période. Mais un pendule est-il comparable avec un métronome ?
La manière de lancer le mouvement après remontage (mais faut-il remonter un métronome ?) peut aussi être comparée. En effet, généralement les musiciens ne font pas attention à l'angle initial selon lequel il lâchent la tige du métronome. Est-ce une bonne chose ? Si la période dépend de l'angle initial, cela pourrait-il être la raison du manque de savoir rythmique de certains et aussi du manque de précision de certaines pendules qu'on aurait relancées à la mauvaise place ?
Enfin, sur la tige des métronomes se trouve une graduation particulière. À quoi sert-elle ? Visiblement (voir figure \ref{fig:metronome}), les espaces entre les graduations sont variables. Pourquoi ? C'est une question légitime qui non seulement trouvera une réponse dans le cadre de ce laboratoire, mais aussi permettra d'aller plus loin que le constat d'une simple dépendance de la période en fonction de la longueur.
\smallskip
Les musiciens utilisent aussi un autre appareil intéressant : le diapason. Il s'agit d'un appareil destiné à donner une note bien précise permettant à des instruments de s'accorder sur celle-ci.
Un diapason à une forme de U. En en frappant l'une des extrémités, on le fait osciller à une fréquence qui lui est propre. On constate qu'en le frappant plus ou moins fort, la note produite ne change pas, ce qui pourrait indiquer que l'angle initial d'oscillation n'intervient pas dans la période d'oscillation d'un pendule. Mais un pendule peut-il être comparé à un diapason ? La masse et la longueur du diapason changent-t-elles sa fréquence ?
On peut se demander s'il est nécessaire de répondre à ces questions, étant donné que l'utilisation des diapason est de plus en plus rare aujourd'hui puisqu'on dispose maintenant de systèmes électroniques délivrant des fréquences de référence.
\smallskip
Pourtant, il est un système ressemblant au diapason pour lequel de telles réponses seraient les bienvenues. C'est ce système qui est à la base de la réponse à la question : comment des appareils électroniques comme une montre non mécanique, un smartphone ou un ordinateur peut-il donner l'heure ?
Si beaucoup pensent à tort que l'heure donnée par un smartphone l'est par le réseau (le réseau permet en réalité d'effectuer une synchronisation des horloges, comme les horloges dites \og radio commandées \fg), comment une montre non connectée peut-elle le faire ?
La réponse est simple, elle utilise un \emph{quartz}. Le quartz et une pierre piézo-électrique. En la faisant parcourir par un courant électrique, elle se met à osciller, elle devient un oscillateur. Or, un quartz à la même forme qu'un diapason. Il est donc possible de comparer un quartz à celui-ci et dans une certaine mesure à un pendule.
%\begin{figure}[t]
%\centering
%\caption{Un quartz\label{fig:quartz}}
%\includegraphics{Quartz.eps}
%\end{figure}
Comme la définition de la seconde à l'intérieur de la montre se fait grâce à l'oscillation de son quartz, il est intéressant de se demander si celle-ci dépend de la masse, de la longueur ou de l'angle initial d'oscillation du quartz.
\smallskip
On voit ainsi que le problème du pendule simple est même à bien des interrogations sur ce qu'on peut qualifier d'oscillateurs. Et cela pourrait encore se poursuivre par le fonctionnement des horloges atomiques dont le principe est basé sur l'oscillation des atomes \dots
Voilà pour les motivations nécessaires pour s'intéresser au pendule simple. Voyons maintenant comment le faire précisément.
\bigskip
Une partie très importante du travail du physicien est de déterminer la (ou les) grandeur\index{grandeur} pertinente pour décrire le phénomène étudié.
Ici, on s'intéresse à la période\index{periode@période} du pendule, c'est-à-dire au temps qu'il met pour faire un aller-retour. Il s'agit de déterminer quelles variables\index{variable} (quels paramètres) pourraient influer cette grandeur. On peut citer pêle-mêle la masse et la longueur du pendule, sa position initiale (l'angle du fil par rapport à la verticale), son poids, le fluide dans lequel il se trouve, etc. Tous ces paramètres n'ont pas forcément de liens avec la grandeur choisie pour décrire le phénomène. Dans un premier temps, on peut donc en éliminer certains qui paraissent en première approximation n'avoir aucun rôle, en raison des difficultés pour les mesurer, des impossibilités matérielles pour les déterminer ou du coût qu'ils engendrent. Bien entendu, il faut tenter de minimiser l'influence de paramètres que l'on ne pourrait prendre en considération pour diverses raisons tout en les sachant importants.
Ici, on s'intéresse à la période\index{periode@période} du pendule, c'est-à-dire au temps qu'il met pour faire un aller-retour. Il s'agit de déterminer quelles variables\index{variable} (quels paramètres) pourraient influer cette grandeur. On peut citer entre autres la masse et la longueur du pendule, sa position initiale (l'angle du fil par rapport à la verticale), son poids, le fluide dans lequel il se trouve, etc. Tous ces paramètres n'ont pas forcément de liens avec la grandeur choisie pour décrire le phénomène. Dans un premier temps, on peut donc en éliminer certains qui paraissent en première approximation n'avoir aucun rôle, en raison des difficultés pour les mesurer, des impossibilités matérielles pour les déterminer ou du coût qu'ils engendrent. Bien entendu, il faut tenter de minimiser l'influence de paramètres que l'on ne pourrait prendre en considération pour diverses raisons tout en les sachant importants.
D'autre part, pratiquement, il est indispensable de réaliser l'expérience en ne faisant varier qu'un seul paramètre\index{parametre@paramètre} à la fois. Dans le cas présent, comme seules les variables masse, longueur et angle initial ont été choisies, il faut réaliser trois séries de mesures :
D'autre part, pratiquement, il est indispensable de réaliser l'expérience en ne faisant varier qu'un seul paramètre\index{parametre@paramètre} à la fois. Dans le cas présent, comme seules les variables masse, longueur et angle initial ont été choisies, il faut réaliser trois séries de mesures~:
\begin{itemize}
\item la masse et la longueur restent constantes et on ne fait varier que l'angle,
@ -224,31 +279,31 @@ Finalement, il faut relever deux choses. Premièrement, la nécessité d'évalue
\subsection{Organisation des données et graphiques}
L'objectif est avant tout la clarté\index{clarte@clarté}. L'organisation des données repose sur une grandeur (la période d'oscillation T) et trois variables (la masse m, la longueur L et l'angle initial $\alpha$). Il est fondamental d'étudier chacune de ces trois variables indépendamment. Pour cela on fixe une valeur pour les deux autres (en général la plus grande possible pour limiter les incertitudes, bien que pour l'angle initial il ne faudrait pas dépasser \SI{15}{\degree} pour que la théorie classique \(T\approx\sqrt{L}\) soit valable) et on ne fait varier que celle qui est choisie. Ainsi, dans le cas du pendule, on est amené à construire trois tableaux : \(T(m)\), \(T(L)\) et \(T(\alpha)\). Pour des raisons de clarté, on ne répète pas pour chaque mesure la valeur des variables fixées.
L'objectif est avant tout la clarté\index{clarte@clarté}. L'organisation des données repose sur une grandeur (la période d'oscillation T) et trois variables (la masse m, la longueur L et l'angle initial \(\alpha\)). Il est fondamental d'étudier chacune de ces trois variables indépendamment. Pour cela on fixe une valeur pour les deux autres (en général la plus grande possible pour limiter les incertitudes, bien que pour l'angle initial il ne faudrait pas dépasser \SI{15}{\degree} pour que la théorie classique \(T\approx\sqrt{L}\) soit valable) et on ne fait varier que celle qui est choisie. Ainsi, dans le cas du pendule, on est amené à construire trois tableaux~: \(T(m)\), \(T(L)\) et \(T(\alpha)\). Pour des raisons de clarté, on ne répète pas pour chaque mesure la valeur des variables fixées.
En ce qui concerne les graphes, comme la variable change pour chaque expérience, il faut aussi construire trois graphes qui correspondent aux trois tableaux précédents. On ne représente sur ceux-ci que les points effectivement mesurés. On ne relie donc jamais les points. Finalement, il ne faut pas oublier le titre, la date, le nom des grandeurs et les unités obligatoirement présents sur chaque graphe.
\section{Mouvement simple\index{mouvement!simple} : MRU\index{MRU}}
\section{Mouvement simple\index{mouvement!simple}~: MRU\index{MRU}}
Il s'agit de tracer le graphe horaire de la position pour un mobile se déplaçant sur un rail avec différentes vitesses initiales et avec peu de frottements.
\subsection{Les mesures}
Les mesures sont celles du temps de parcours sur une distance donnée. Elles se réalisent avec deux cellules photoélectriques et un chronomètre. Il est important de soigner la réalisation : horizontalité du rail, détermination précise des longueurs, etc. Il faut aussi évaluer l'incertitude des mesures en répétant quelques mesures plusieurs fois.
Les mesures sont celles du temps de parcours sur une distance donnée. Elles se réalisent avec deux cellules photoélectriques et un chronomètre. Il est important de soigner la réalisation~: horizontalité du rail, détermination précise des longueurs, etc. Il faut aussi évaluer l'incertitude des mesures en répétant quelques mesures plusieurs fois.
\subsection{Organisation des données et graphiques}
C'est l'occasion de réaliser un tableau avec une seule variable : la distance parcourue et avec plusieurs grandeurs : le temps mis pour parcourir la distance avec diverses poussées : forte, moyenne et faible. Le fait que la variable soit commune à toutes les grandeurs (qui toutes représentent un temps) permet de ne réaliser qu'un seul graphique avec plusieurs courbes. Cela permet de mieux comparer les courbes et de montrer très clairement que plus la vitesse est grande plus la pente de la courbe est forte.
C'est l'occasion de réaliser un tableau avec une seule variable~: la distance parcourue et avec plusieurs grandeurs~: le temps mis pour parcourir la distance avec diverses poussées~: forte, moyenne et faible. Le fait que la variable soit commune à toutes les grandeurs (qui toutes représentent un temps) permet de ne réaliser qu'un seul graphique avec plusieurs courbes. Cela permet de mieux comparer les courbes et de montrer très clairement que plus la vitesse est grande plus la pente de la courbe est forte.
\subsection{Analyse des résultats}
Deux points sont essentiellement à relever :
Deux points sont essentiellement à relever~:
\begin{itemize}
\item la pente du graphe horaire\index{graphe horaire} de la position représente la vitesse du mobile et le point où le graphe coupe l'axe de la position correspond à la position du mobile au moment où on enclenche le chronomètre et
\item lorsque le frottement est important le graphe n'est pas linéaire (ou affine), mais sa pente diminue progressivement, indiquant une diminution de vitesse.
\end{itemize}
\section{Mouvement simple\index{mouvement!simple} :\\MRUA\index{MRUA}}
\section{Mouvement simple\index{mouvement!simple}~:\\MRUA\index{MRUA}}
\subsection{But}
@ -260,10 +315,10 @@ Il s'agit aussi de trouver deux théories permettant de calculer l'accélératio
Pour déterminer l'accélération d'un mobile sur un plan incliné, on peut suivre deux raisonnements.
\begin{enumerate}
\item On peut établir une simple relation linéaire entre l'angle du plan et l'accélération. En effet, sachant que l'accélération d'un objet en chute libre vaut $a=9,81\,m/s^2$, on peut faire les correspondances suivantes : \(\SI{0}{\degree}\;\Rightarrow\;\SI{0}{\metre\per\second\squared}\) et \(\SI{90}{\degree}\;\Rightarrow\;\SI{9,81}{\metre\per\second\squared}\)
\item On peut établir une simple relation linéaire entre l'angle du plan et l'accélération. En effet, sachant que l'accélération d'un objet en chute libre vaut \(g=\SI{9,81}{\metre\per\second\squared}\), on peut faire les correspondances suivantes~: \(\SI{0}{\degree}\;\Rightarrow\;\SI{0}{\metre\per\second\squared}\) et \(\SI{90}{\degree}\;\Rightarrow\;\SI{9,81}{\metre\per\second\squared}\)
Cela mène à la relation suivante : \[a=g\cdot \alpha/90\]
\item On peut considérer que l'accélération du mobile qui descend le long du rail incliné est la composante le long de ce plan du vecteur correspondant à l'accélération du mobile en chute libre. Il s'agit donc de projeter le vecteur \(\overrightarrow g\) de norme \(g=\SI{9,81}{\metre\per\second\squared}\) perpendiculairement au plan incliné. La figure représentant cette projection est un triangle rectangle d'hypoténuse \(g\) et de côté adjacent \(a\) recherché. On obtient donc la relation suivante : \[a=g\cdot \sin(\alpha)\].
Cela mène à la relation suivante~: \[a=g\cdot \alpha/90\]
\item On peut considérer que l'accélération du mobile qui descend le long du rail incliné est la composante le long de ce plan du vecteur correspondant à l'accélération du mobile en chute libre. Il s'agit donc de projeter le vecteur \(\overrightarrow g\) de norme \(g=\SI{9,81}{\metre\per\second\squared}\) perpendiculairement au plan incliné. La figure représentant cette projection est un triangle rectangle d'hypoténuse \(g\) et de côté adjacent \(a\) recherché. On obtient donc la relation suivante~: \[a=g\cdot \sin(\alpha)\].
\end{enumerate}
\subsection{Les mesures}
@ -272,7 +327,7 @@ Les mesures sont celles du temps parcouru sur une distance donnée. Elles se ré
\subsection{Organisation des données et graphiques}
On réalise un tableau avec une variable et deux grandeurs : la distance parcourue, le temps correspondant et l'accélération expérimentale. On peut alors comparer par un écart la moyenne des accélérations expérimentales, obtenues grâce à l'hypothèse d'un MRUA qui nous permet d'écrire \(a_{exp}=2\cdot d/t^2\), pour chaque pente et chaque valeur d'accélération obtenue théoriquement.
On réalise un tableau avec une variable et deux grandeurs~: la distance parcourue, le temps correspondant et l'accélération expérimentale. On peut alors comparer par un écart la moyenne des accélérations expérimentales, obtenues grâce à l'hypothèse d'un MRUA qui nous permet d'écrire \(a_{exp}=2\cdot d/t^2\), pour chaque pente et chaque valeur d'accélération obtenue théoriquement.
La comparaison montre clairement que la dépendance sinusoïdale est réalisée.
@ -288,7 +343,7 @@ L'idée était simple. Le mouvement de chute libre étant trop rapide pour pouvo
\subsection{Résultats}
Trois résultats importants concluent cette expérience :
Trois résultats importants concluent cette expérience~:
\begin{itemize}
\item l'accélération d'un objet en chute libre\index{chute libre} est constante (c'est
@ -299,21 +354,21 @@ un MRUA\index{MRUA}),
\section{Le canon horizontal}
C'est une expérience dont le but est très simple. Avec un petit canon\index{canon} horizontal à ressort, il s'agit de tirer une bille du haut d'une table. On doit auparavant déterminer par calcul le lieu exact d'impact au sol. C'est une application des lois de la balistique\index{balistique}. Au départ, on ne s'autorise que des tirs verticaux. Ainsi on peut déterminer la vitesse de la bille à la sortie du canon. En faisant l'hypothèse qu'elle ne change pas lors d'un tir horizontal, on peut alors déterminer le point d'impact au sol. En effet, à l'aide de la hauteur à laquelle se trouve le canon par rapport au sol, on peut déterminer le temps de chute vertical de la bille. On utilise pour cela l'équation horaire de la position d'un objet en chute libre de vitesse initiale (verticale) nulle. Puis, on peut déterminer la distance horizontale parcourue en considérant un même temps pour le vol parabolique et le mouvement horizontal à vitesse constante. Celle-ci correspondant à la vitesse de sortie du canon précédemment calculée. Dans le détail, on a :
C'est une expérience dont le but est très simple. Avec un petit canon\index{canon} horizontal à ressort, il s'agit de tirer une bille du haut d'une table. On doit auparavant déterminer par calcul le lieu exact d'impact au sol. C'est une application des lois de la balistique\index{balistique}. Au départ, on ne s'autorise que des tirs verticaux. Ainsi on peut déterminer la vitesse de la bille à la sortie du canon. En faisant l'hypothèse qu'elle ne change pas lors d'un tir horizontal, on peut alors déterminer le point d'impact au sol. En effet, à l'aide de la hauteur à laquelle se trouve le canon par rapport au sol, on peut déterminer le temps de chute vertical de la bille. On utilise pour cela l'équation horaire de la position d'un objet en chute libre de vitesse initiale (verticale) nulle. Puis, on peut déterminer la distance horizontale parcourue en considérant un même temps pour le vol parabolique et le mouvement horizontal à vitesse constante. Celle-ci correspondant à la vitesse de sortie du canon précédemment calculée. Dans le détail, on a~:
\begin{description}
\item[Tir vertical.] C'est un MRUA d'accélération terrestre, pour lequel on peut poser :
\item[Tir vertical.] C'est un MRUA d'accélération terrestre, pour lequel on peut poser~:
\[v^2=v_o^2-2\cdot g\cdot h\;\Rightarrow\;v_o=\sqrt{2\cdot g\cdot h}\]
car la vitesse au sommet de la trajectoire est nulle.
\item[MRU et MRUA.] Verticalement, on a un MRUA d'équation :
\item[MRU et MRUA.] Verticalement, on a un MRUA d'équation~:
\[h=\frac{1}{2}\cdot g\cdot t^2\;\Rightarrow\;t=\sqrt{\frac{2\cdot h}{g}}\]
Et horizontalement, on a un MRU d'équation :
Et horizontalement, on a un MRU d'équation~:
\[d=v_o\cdot t\]
Soit, en combinant les deux :
Soit, en combinant les deux~:
\[d=v_o\cdot\sqrt{\frac{2\cdot h}{g}}\]
\end{description}
Cette expérience peut aussi se faire à l'aide de l'énergie\index{energie@énergie}. En effet, pour déterminer la vitesse de la bille à la sortie du canon, on peut mesurer la hauteur maximale qu'elle va atteindre et poser que l'énergie cinétique à la sortie du canon se transforme intégralement en énergie potentielle. Ainsi, on peut poser :
Cette expérience peut aussi se faire à l'aide de l'énergie\index{energie@énergie}. En effet, pour déterminer la vitesse de la bille à la sortie du canon, on peut mesurer la hauteur maximale qu'elle va atteindre et poser que l'énergie cinétique à la sortie du canon se transforme intégralement en énergie potentielle. Ainsi, on peut poser~:
\begin{align*}
\frac{1}{2}\cdot m\cdot v_o^2&=m\cdot g\cdot h\;\;\Rightarrow\\
v_o&=\sqrt{2\cdot g\cdot h}
@ -322,7 +377,7 @@ Ce qui correspond à la vitesse qu'on peut trouver de manière cinématique.
\section{Le chariot à masse pendante}
L'idée est d'accélérer un chariot au moyen d'une masse suspendue. Il se dépalace sur un rail horizontal avec peu de frottements. La masse pendante y est attachée à l'aide d'une petite ficelle. Une poulie permet de faire descendre la masse tout en tirant le chariot horizontalement. On fait varier la masse pendante pour obtenir différentes accélérations.
L'idée est d'accélérer un chariot au moyen d'une masse suspendue. Il se déplace sur un rail horizontal avec peu de frottements. La masse pendante y est attachée à l'aide d'une petite ficelle. Une poulie permet de faire descendre la masse tout en tirant le chariot horizontalement. On fait varier la masse pendante pour obtenir différentes accélérations.
C'est une expérience portant sur la seconde loi de Newton. Elle est intéressante si on laisse l'expérimentateur construire sa propre théorie menant à l'accélération du système chariot-masse pendante. Il est alors possible de comparer une théorie construite de toute pièce (sur la base de la seconde loi de Newton\index{seconde!loi!de Newton}) avec les résultats expérimentaux. Ceux-ci sont obtenus à partir de l'hypothèse d'un MRUA\index{MRUA} à l'aide de l'équation de la position utilisée avec une vitesse initiale nulle. Une série de mesures de diverses distances parcourues en fonction du temps, permet de trouver l'accélération\index{accélération}.
Le résultat ne sera pas explicité ici puisqu'il permettrait de découvrir la bonne théorie, ce qui n'est pas l'objectif recherché.

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@ -1,71 +0,0 @@
\relax
\citation{AK05}
\citation{AS06}
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {A}Syst\IeC {\`e}mes d'unit\IeC {\'e}s}{163}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\newlabel{SI}{{A}{163}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.1}Introduction}{163}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.2}Op\IeC {\'e}rateur d'unit\IeC {\'e}s}{163}\protected@file@percent }
\newlabel{express_unite}{{A.1}{163}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.3}Analyse dimensionnelle}{164}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.4}Les unit\IeC {\'e}s du Syst\IeC {\`e}me International}{165}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {A.4.1}Exemple}{165}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.5}Conversions}{165}\protected@file@percent }
\newlabel{relationdarc}{{A.2}{165}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {A.1}{\ignorespaces Relation de l'arc de cercle\relax }}{165}\protected@file@percent }
\newlabel{arc}{{A.1}{165}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {A.1}{\ignorespaces Les unit\IeC {\'e}s du Syst\IeC {\`e}me International\relax }}{166}\protected@file@percent }
\newlabel{AL}{{A.1}{166}}
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {A.2}{\ignorespaces Conversions d'unit\IeC {\'e}s\relax }}{166}\protected@file@percent }
\newlabel{grandeurs}{{A.2}{166}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.6}Sous-multiples}{166}\protected@file@percent }
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {A.3}{\ignorespaces Quelques \IeC {\'e}quivalents\relax }}{166}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.7}Notation scientifique}{166}\protected@file@percent }
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {A.4}{\ignorespaces Multiples et sous-multiples\relax }}{167}\protected@file@percent }
\newlabel{prefixes}{{A.4}{167}}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {A.8}R\IeC {\`e}gles de calcul}{167}\protected@file@percent }
\@setckpt{Annexe-UnitesInternationales/Annexe-UnitesInternationales}{
\setcounter{page}{168}
\setcounter{equation}{2}
\setcounter{enumi}{3}
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}

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@ -170,7 +170,7 @@ Les unités\index{unité} de la table \ref{grandeurs} ne font pas partie du Syst
\medskip{}
L'unité astronomique correspond à la longueur du demi-grand axe de l'orbite terrestre.
Le parsec\index{parsec} est la distance à laquelle \SI{1}{\astronomicalunit}\index{UA} est vue sous un angle de \SI{1}{\arcsecond} (une seconde\index{seconde!d'arc}) d'arc. Comme \SI{1}{\degree} est divisé en \SI{60}{\arcminute} (minutes\index{minute d'arc}) d'arc et \SI{1}{\arcminute} d'arc en \SI{60}{\arcsecond}, une seconde d'arc (\SI{1}{\arcsecond}) représente \SI{1/3600}{\degree}. Pour calculer ce que vaut \SI{1}{\parsec}\index{pc}, il faut une relation entre la distance réelle L de \SI{1}{\astronomicalunit} et l'angle \(\alpha\) (\SI{1}{\arcsecond}) sous lequel cette distance est vue. Cette relation est (voir figure \ref{arc}):
Le parsec\index{parsec} est la distance à laquelle \SI{1}{\astronomicalunit}\index{UA} est vue sous un angle de \SI{1}{\arcsecond} (une seconde\index{seconde!d'arc}) d'arc. Comme \SI{1}{\degree} est divisé en \SI{60}{\arcminute} (minutes\index{minute d'arc}) d'arc et \SI{1}{\arcminute} d'arc en \SI{60}{\arcsecond}, une seconde d'arc (\SI{1}{\arcsecond}) représente 1/3600 \unit{\degree}. Pour calculer ce que vaut \SI{1}{\parsec}\index{pc}, il faut une relation entre la distance réelle L de \SI{1}{\astronomicalunit} et l'angle \(\alpha\) (\SI{1}{\arcsecond}) sous lequel cette distance est vue. Cette relation est (voir figure \ref{arc}):
\begin{equation}\label{relationdarc}
L=\alpha\cdot R
@ -182,7 +182,7 @@ L=\alpha\cdot R
\includegraphics{Arc.eps}
\end{figure}
\(R\) est le rayon de l'arc de cercle de longueur \(L\) et d'angle au centre \(\alpha\). Mais, attention, \(\alpha\) doit être en radians. Or, comme \SI{180}{\degree}=\SI{\pi}{\radian}, \SI{1}{\degree}=\SI{\pi}{\radian}/\SI{180}{\radian} et \SI{1}{\arcsecond}=\SI{\pi}{\radian}/(\SI[output-product = \cdot]{180 x 3600}{\radian}). Ainsi on obtient la valeur du parsec~:
\(R\) est le rayon de l'arc de cercle de longueur \(L\) et d'angle au centre \(\alpha\). Mais, attention, \(\alpha\) doit être en radians. Or, comme \SI{180}{\degree}=\(\pi\)\unit{\radian}, \SI{1}{\degree}=\(\pi\)\unit{\radian}/\SI{180}{\radian} et \SI{1}{\arcsecond}=\(\pi\)\unit{\radian}/(180 x 3600)\unit{\radian}). Ainsi on obtient la valeur du parsec~:
\begin{align*}
R&=\frac{L}{\alpha}=\frac{L\cdot 180\cdot 3600}{\pi}\\
&=\frac{1,496\cdot10^{11}\cdot 180\cdot 3600}{\pi}=\SI{3,0857e16}{\metre}

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@ -1,134 +0,0 @@
\relax
\@writefile{toc}{\contentsline {chapter}{\numberline {2}La cin\IeC {\'e}matique}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{lot}{\addvspace {10\p@ }}
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {2.1}Introduction}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {2.2}Position}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.2.1}Dimensions}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.2.2}Syst\IeC {\`e}me d'axes}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.1}{\ignorespaces Un syst\IeC {\`e}me d'axes en une dimension\relax }}{37}\protected@file@percent }
\newlabel{1dim}{{2.1}{37}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.2.3}Position}{37}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.2}{\ignorespaces La position d'un objet\relax }}{38}\protected@file@percent }
\newlabel{position}{{2.2}{38}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.2.4}D\IeC {\'e}placement}{38}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.2.5}Distance parcourue}{38}\protected@file@percent }
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\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.3.1}Vitesse moyenne}{38}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.3.2}Exemples}{38}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Exemple 1}{38}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Exemple 2}{38}\protected@file@percent }
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\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {2.4}Acc\IeC {\'e}l\IeC {\'e}ration}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.4.1}Acc\IeC {\'e}l\IeC {\'e}ration moyenne}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.4.2}Exemples}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Exemple 1}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Exemple 2}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Remarque~:}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.4.3}L'acc\IeC {\'e}l\IeC {\'e}ration instantan\IeC {\'e}e}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {section}{\numberline {2.5}Mouvements simples}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.1}Le mouvement rectiligne uniforme}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{D\IeC {\'e}finition}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Propri\IeC {\'e}t\IeC {\'e}s}{39}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.3}{\ignorespaces Apollo 16}}{40}\protected@file@percent }
\newlabel{apollo16}{{2.3}{40}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Un exemple~: Apollo en route vers la Lune}{40}\protected@file@percent }
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {2.1}{\ignorespaces Donn\IeC {\'e}es de la mission Apollo 12\relax }}{40}\protected@file@percent }
\newlabel{donneesdapollo}{{2.1}{40}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.4}{\ignorespaces Collision Androm\IeC {\`e}de-Voie Lact\IeC {\'e}e}}{41}\protected@file@percent }
\newlabel{andromede_collision}{{2.4}{41}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Autre exemple~: le d\IeC {\'e}placement d'Androm\IeC {\`e}de}{41}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.2}Mouvement rectiligne uniform\IeC {\'e}ment acc\IeC {\'e}l\IeC {\'e}r\IeC {\'e} (MRUA)}{41}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{D\IeC {\'e}finition}{41}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Propri\IeC {\'e}t\IeC {\'e}s}{41}\protected@file@percent }
\citation{SH03}
\citation{SH03}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.3}La chute libre}{42}\protected@file@percent }
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {2.2}{\ignorespaces La hauteur en fonction du temps\relax }}{42}\protected@file@percent }
\newlabel{brutes}{{2.2}{42}}
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{D\IeC {\'e}finition}{42}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Propri\IeC {\'e}t\IeC {\'e}s}{42}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Exp\IeC {\'e}rience}{42}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Calculs}{42}\protected@file@percent }
\@writefile{lot}{\contentsline {table}{\numberline {2.3}{\ignorespaces La vitesse en fonction du temps\relax }}{43}\protected@file@percent }
\newlabel{vitesse}{{2.3}{43}}
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Analyse des r\IeC {\'e}sultats}{43}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.5}{\ignorespaces Chute libre\relax }}{44}\protected@file@percent }
\newlabel{graphehauteur}{{2.5}{44}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.6}{\ignorespaces Chute libre\relax }}{44}\protected@file@percent }
\newlabel{graphevitesse}{{2.6}{44}}
\newlabel{accg}{{2.5.3}{44}}
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Conclusions}{44}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.4}Balistique}{44}\protected@file@percent }
\newlabel{balistique}{{2.5.4}{44}}
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{D\IeC {\'e}finition}{44}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Propri\IeC {\'e}t\IeC {\'e}s}{44}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{\IeC {\'E}quations}{44}\protected@file@percent }
\citation{EL99}
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Premier exemple}{45}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {paragraph}{Second exemple}{45}\protected@file@percent }
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.5}La chute libre ... de la Lune}{45}\protected@file@percent }
\newlabel{chutelibredelalune}{{2.5.5}{45}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.7}{\ignorespaces L'id\IeC {\'e}e de la chute de la Lune\relax }}{46}\protected@file@percent }
\newlabel{chutelune}{{2.7}{46}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.8}{\ignorespaces L'id\IeC {\'e}e de la chute de la Lune Illustration des Principia.\relax }}{46}\protected@file@percent }
\newlabel{chutelunenewton}{{2.8}{46}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.9}{\ignorespaces Chute de la Lune sur la Terre\relax }}{46}\protected@file@percent }
\newlabel{quartchutelune}{{2.9}{46}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.6}Mouvement circulaire uniforme (MCU)}{47}\protected@file@percent }
\newlabel{MvtCU}{{2.5.6}{47}}
\newlabel{vomegar}{{2.13}{47}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsubsection}{Relation importante}{47}\protected@file@percent }
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.10}{\ignorespaces Mouvement circulaire uniforme\relax }}{48}\protected@file@percent }
\newlabel{MCU}{{2.10}{48}}
\@writefile{toc}{\contentsline {subsection}{\numberline {2.5.7}Lois de Kepler}{48}\protected@file@percent }
\newlabel{loiskepler}{{2.5.7}{48}}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.11}{\ignorespaces Astronomica pars Optica}}{49}\protected@file@percent }
\newlabel{oeil}{{2.11}{49}}
\newlabel{keplertroisieme}{{2.16}{49}}
\newlabel{RF1}{50}
\@writefile{lof}{\contentsline {figure}{\numberline {2.12}{\ignorespaces R\IeC {\'e}sum\IeC {\'e} de cin\IeC {\'e}matique\relax }}{50}\protected@file@percent }
\@setckpt{Cinematique/Cinematique}{
\setcounter{page}{51}
\setcounter{equation}{24}
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\setcounter{chapter}{2}
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\setcounter{subsubsection}{0}
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\setcounter{subparagraph}{0}
\setcounter{figure}{12}
\setcounter{table}{3}
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\setcounter{FancyVerbLine}{0}
\setcounter{float@type}{8}
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\setcounter{subfigure}{0}
\setcounter{lofdepth}{1}
\setcounter{subtable}{0}
\setcounter{lotdepth}{1}
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\setcounter{Solution}{0}
\setcounter{exc}{0}
\setcounter{Solution OS}{0}
\setcounter{exosc}{0}
\setcounter{lstlisting}{0}
}

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@ -130,7 +130,7 @@ Un objet accélère de 0 à \SI{100}{\kilo\metre\per\hour} en \SI{10}{\second}.
Réponse~: attention, il faut que les unités du dénominateur (\si{\second}) correspondent à celles du numérateur (\si{\kilo\metre\per\hour}). On doit donc soit transformer des \si{\kilo\metre\per\hour{}} en \si{\kilo\metre\per\second}, soit des secondes en heures~:
\begin{itemize}
\item \(\SI{100}{\kilo\metre\per\hour}=\SI{100/3600}{\kilo\metre\per\second}=\SI{0,028}{\kilo\metre\per\second}\)
\item \(\SI{100}{\kilo\metre\per\hour}=100/3600\si{\kilo\metre\per\second}=\SI{0,028}{\kilo\metre\per\second}\)
Ainsi, l'accélération vaut alors~:
@ -195,7 +195,7 @@ Ainsi, on peut écrire~:
Cette équation donne la position\index{position@position} \(x(t)\) d'un objet au cours du temps en fonction de sa vitesse \(v_{o}\) (constante), de l'instant \(t\) qu'on considère et de sa position initiale \(x_{o}\). C'est une droite affine de pente \(v_{o}\) et d'ordonnée\index{ordonnee@ordonnée} initiale \(x_{o}\).
\subsubsection{Un exemple~: Apollo\index{Apollo@Apollo} en route vers la Lune\index{Lune@Lune}}
Il s'agit ici d'un exemple - contre-exemple, comme nous allons le voir par la suite. D'une manière très grossière, on peut décrire le mouvement d'une capsule Apollo en route vers la Lune en trois phases~:
Il s'agit ici d'un exemple - contre-exemple, comme nous allons le voir par la suite. D'une manière très grossière, on peut décrire le mouvement d'une capsule Apollo (voir figure \ref{apollo16}\endnote{Voir le site de la NASA (notamment pour le copyright~: sans copyright)~: \url{http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2002-000069.html}}) en route vers la Lune en trois phases~:
\begin{enumerate}
\item La fusée décolle et amène la capsule à une altitude de \SI{370}{\kilo\metre} environ. Celle-ci est alors en orbite\index{orbite@orbite} autour de la Terre.
\item On allume la propulsion pour la faire dégager de son orbite autour de la Terre. Elle se dirige alors vers la Lune.
@ -204,7 +204,7 @@ Il s'agit ici d'un exemple - contre-exemple, comme nous allons le voir par la su
\begin{figure}
\centering
\caption[Apollo 16]{Apollo 16\label{apollo16} \par \scriptsize{Rencontre du module de commande et du module lunaire d'Apollo 16 le 23 avril 1972\endnote{Voir le site de la NASA (notamment pour le copyright~: sans copyright)~: \url=http://grin.hq.nasa.gov/ABSTRACTS/GPN-2002-000069.html=}.}}
\caption[Apollo 16]{Apollo 16\label{apollo16} \par \scriptsize{Rencontre du module de commande et du module lunaire d'Apollo 16 le 23 avril 1972.}}
\includegraphics[width=7cm]{Apollo16.eps}
\end{figure}
@ -267,7 +267,7 @@ La vitesse moyenne est donc de~:
\smallskip{}
En réalité le mouvement de la capsule est loin d'être un MRU\index{MRU@MRU}. En effet, la Terre et la Lune exercent leurs attractions respectives. Ainsi, si la vitesse initiale de rotation de la capsule\index{capsule@capsule} autour de la Terre était de \SI{28000}{\kilo\metre\per\hour}, celle-ci était augmentée par la propulsion pour se dégager de la Terre jusqu'à une valeur de \SI{38000}{\kilo\metre\per\hour}.
Ensuite, l'attraction\index{attraction@attraction} de la terre freinait constamment le vaisseau. \og Sa vitesse tombait ainsi à près de \SI{5000}{\kilo\metre\per\hour} au point d'équigravité\index{equigravite@équigravité} (gravité équivalente entre la Terre et la Lune) qui se situe à environ \SI{300000}{\kilo\metre} de notre planète (sur une distance moyenne Terre-Lune de \SI{380000}{\kilo\metre}), pour accélérer à nouveau compte tenu de l'attraction\index{attraction@attraction} lunaire. Au voisinage de notre satellite\index{satellite@satellite}, le vaisseau Apollo\index{Apollo@Apollo} arrivait à une vitesse de \SI{8000}{\kilo\metre\per\hour}, mais encore bien trop rapide pour devenir captif de la gravité\index{gravite@gravité} lunaire. Aussi, l'engin devait effectuer une rotation de \(180^{\circ}\) (l'arrière vers l'avant) puis, grâce à la mise à feu du propulseur auxiliaire libérant une poussée de 10 tonnes (pendant 4 minutes et demie), ralentissait juste ce qu'il fallait pour être pris dans le champ de la gravité\index{gravite@gravité} lunaire.\fg{}~\endnote{Les missions Apollo~: \url=http://perso.wanadoo.fr/alexandre.schwenk/index.htm=}
Ensuite, l'attraction\index{attraction@attraction} de la terre freinait constamment le vaisseau. \og Sa vitesse tombait ainsi à près de \SI{5000}{\kilo\metre\per\hour} au point d'équigravité\index{equigravite@équigravité} (gravité équivalente entre la Terre et la Lune) qui se situe à environ \SI{300000}{\kilo\metre} de notre planète (sur une distance moyenne Terre-Lune de \SI{380000}{\kilo\metre}), pour accélérer à nouveau compte tenu de l'attraction\index{attraction@attraction} lunaire. Au voisinage de notre satellite\index{satellite@satellite}, le vaisseau Apollo\index{Apollo@Apollo} arrivait à une vitesse de \SI{8000}{\kilo\metre\per\hour}, mais encore bien trop rapide pour devenir captif de la gravité\index{gravite@gravité} lunaire. Aussi, l'engin devait effectuer une rotation de \(180^{\circ}\) (l'arrière vers l'avant) puis, grâce à la mise à feu du propulseur auxiliaire libérant une poussée de 10 tonnes (pendant 4 minutes et demie), ralentissait juste ce qu'il fallait pour être pris dans le champ de la gravité\index{gravite@gravité} lunaire.\fg{}~\endnote{Les missions Apollo~: \url{http://perso.wanadoo.fr/alexandre.schwenk/index.htm}}
On voit ainsi que le mouvement des engins spatiaux est loin d'être un mouvement aussi simple qu'on pourrait le penser étant donné le vide dans lequel ils se trouvent. En particulier, il est loin d'être rectiligne et de se faire à vitesse constante.
@ -278,11 +278,11 @@ Contrairement à la plupart des galaxies\index{galaxie@galaxie} qui s'éloignent
\begin{figure}
\centering
\caption[Collision Andromède-Voie Lactée]{Collision Andromède-Voie Lactée\label{andromede_collision} \par \scriptsize{Rencontre, vue depuis la Terre, d'Andromède et de la Voie Lactée. Vue d'artiste\endnote{Voir le site de Wikicommon (notamment pour le copyright~: sans copyright)~: \url=http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Andromeda_collision.jpg=}.}}
\caption[Collision Andromède-Voie Lactée]{Collision Andromède-Voie Lactée\label{andromede_collision} \par \scriptsize{Rencontre, vue depuis la Terre, d'Andromède et de la Voie Lactée. Vue d'artiste.}}
\includegraphics[width=7cm]{Andromede_collision.eps}
\end{figure}
A l'aide des données ci-dessous, calculez dans combien d'années elle rencontrera notre galaxie, la Voie Lactée\index{Voie@Voie!Lactée} (voir la figure \ref{andromede_collision}).
A l'aide des données ci-dessous, calculez dans combien d'années elle rencontrera notre galaxie, la Voie Lactée\index{Voie@Voie!Lactée} (voir la figure \ref{andromede_collision}\endnote{Voir le site de Wikicommon (notamment pour le copyright~: sans copyright)~: \url{http://commons.wikimedia.org/wiki/Image:Andromeda\_collision.jpg}}).
\begin{center}
\begin{tabular}{ll}
@ -292,7 +292,7 @@ Vitesse de la lumière~: & \SI{300000}{\kilo\metre\per\second}
\end{tabular}
\end{center}
Il existe plusieurs manières de résoudre ce problème. En voici une. On commence par déterminer la vitesse d'Andromède en AL/an. Pour cela, on commence par l'exprimer en \si{\kilo\metre\per} an~:
Il existe plusieurs manières de résoudre ce problème. En voici une. On commence par déterminer la vitesse d'Andromède en AL/an. Pour cela, on commence par l'exprimer en \si{\kilo\metre\per an}~:
\begin{align*}
&\SI{500000}{\kilo\metre\per\hour}=5\cdot10^{5}\cdot 24\cdot 365\\
&=\SI{4,38e9}{\kilo\metre\per an}
@ -366,7 +366,7 @@ Galilée\index{Galilee@Galilée} est parfois considéré comme le père de la ph
On peut considérer Galilée\index{Galilee@Galilée} comme le \og père\fg{} de l'équation horaire de la position d'un objet en chute libre. Le théorème II proposition II des \og Discours et démonstrations mathématiques concernant deux sciences nouvelles\fg{} dit~:
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\raggedleft{\footnotesize{Portrait de Galilée tiré de Wikipedia\endnote{Voir \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Galilee.jpg=}}}
\raggedleft{\footnotesize{Portrait de Galilée tiré de Wikipedia\endnote{Voir \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Galilee.jpg}}}}
\end{minipage}
\hfill
\begin{minipage}[b]{6.5cm}
@ -555,7 +555,7 @@ sublunaire\index{sublunaire@sublunaire}, ceux qui se déplacent à la surface de
Pour les physiciens actuels, la même physique doit être valable dans tout l'Univers\index{univers@univers}. Ainsi, la Lune\index{Lune@Lune}, comme un autre objet à la surface de la Terre, est soumise à son poids\index{poids@poids}, c'est-à-dire à l'attraction\index{attraction@attraction} de la Terre. Elle devrait donc tomber sur celle-ci. Or, manifestement, elle ne le fait pas. Cela signifie-t-il alors que son poids est nul ? Si on considère que la Lune est un objet comme un autre, cela ne peut être le cas. Comment donc expliquer que la Lune ne tombe pas ?
On pourrait répondre à cette question en admettant, même si cela paraît paradoxal, qu'en réalité elle tombe. L'idée est la suivante~: supposons qu'on lance un objet horizontalement un peu au-dessus de la surface de la Terre. Appelons \(v\) la vitesse horizontale initiale. Si \(v\) est nulle, l'objet tombe en chute libre\index{chute@chute!libre}. Si \(v\) est non nulle, mais petite, l'objet est en mouvement balistique\index{balistique@balistique} et il tombe sur la terre quelques mètres plus loin. Plus \(v\) est grande, plus la distance qu'il parcourt à la surface de la Terre est grande. Si la vitesse est assez grande, l'objet semble suivre la courbure\index{courbure@courbure} de la Terre, tout en tombant petit à petit jusqu'à sa surface. A la limite, pour une vitesse donnée, l'objet tombe \og en même temps\fg{} que la courbure\index{courbure@courbure} de la Terre voit \og descendre\fg{} sa surface (cf. figure \ref{chutelune}). C'est alors comme s'il la ratait en permanence. Ainsi, il peut tomber sur la Terre tout en tournant autour d'elle. La figure \ref{chutelunenewton} présente l'illustration\endnote{Mes plus vifs remerciements à Emilio Segrè Visual Archives pour son autorisation de reproduire ici ce document. Le lien vers l'image est~: \url|http://photos.aip.org/quickSearch.jsp?qsearch=Newton+isaac+H5&group=10&Submit=GO|} utilisée par Newton dans les principia de 1728 pour expliquer la chute de la lune\footnote{Avec mes plus vifs remerciements à Emilio Segrè Visual Archives pour son autorisation de reproduire ici cette magnifique illustration de Newton tirée des Principia de 1728 présentant la relation entre chute et satellisation. On la trouve aussi dans \cite[p. 164]{EL99}.} (voir aussi page \pageref{chuteprincipia}).
On pourrait répondre à cette question en admettant, même si cela paraît paradoxal, qu'en réalité elle tombe. L'idée est la suivante~: supposons qu'on lance un objet horizontalement un peu au-dessus de la surface de la Terre. Appelons \(v\) la vitesse horizontale initiale. Si \(v\) est nulle, l'objet tombe en chute libre\index{chute@chute!libre}. Si \(v\) est non nulle, mais petite, l'objet est en mouvement balistique\index{balistique@balistique} et il tombe sur la terre quelques mètres plus loin. Plus \(v\) est grande, plus la distance qu'il parcourt à la surface de la Terre est grande. Si la vitesse est assez grande, l'objet semble suivre la courbure\index{courbure@courbure} de la Terre, tout en tombant petit à petit jusqu'à sa surface. A la limite, pour une vitesse donnée, l'objet tombe \og en même temps\fg{} que la courbure\index{courbure@courbure} de la Terre voit \og descendre\fg{} sa surface (cf. figure \ref{chutelune}). C'est alors comme s'il la ratait en permanence. Ainsi, il peut tomber sur la Terre tout en tournant autour d'elle. La figure \ref{chutelunenewton} présente l'illustration\endnote{Mes plus vifs remerciements à Emilio Segrè Visual Archives pour son autorisation de reproduire ici ce document. Le lien vers l'image est~: \url{http://photos.aip.org/quickSearch.jsp?qsearch=Newton+isaac+H5\&group=10\&Submit=GO}} utilisée par Newton dans les principia de 1728 pour expliquer la chute de la lune\footnote{Avec mes plus vifs remerciements à Emilio Segrè Visual Archives pour son autorisation de reproduire ici cette magnifique illustration de Newton tirée des Principia de 1728 présentant la relation entre chute et satellisation. On la trouve aussi dans \cite[p. 164]{EL99}.} (voir aussi page \pageref{chuteprincipia}).
\begin{figure}[ht]
\centering
@ -687,7 +687,7 @@ Associé au très grand astronome Tycho Brahé\index{Brahe@Brahé!Tycho}, Johane
Avec les observations de Galilée\index{Galilee@Galilée} (cratères sur la Lune\index{cratere@cratère!lunaire}, taches solaires\index{tache@tache!solaire}, phases de Vénus\index{phase@phase!de vénus} et satellites de Jupiter\index{satellite@satellite!de jupiter}), celles de Tycho Brahé sur le mouvement des comètes\index{comete@comète} à travers les sphères cristallines\index{sphere@sphère!cristalline} censées \og porter\fg{} les planètes, les calculs de Kepler vont non seulement permettre l'abandon de l'idée de fixité de la Terre, mais plus tard trouver une place importante dans la nouvelle physique élaborée par Newton.
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\raggedleft{\footnotesize{Portrait de Kepler tiré de Wikipedia\endnote{Voir \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Johannes_Kepler_1610.jpg=}}}
\raggedleft{\footnotesize{Portrait de Kepler tiré de Wikipedia\endnote{Voir \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Johannes\_Kepler\_1610.jpg}}}}
\end{minipage}
\hfill
\begin{minipage}[b]{6.5cm}
@ -700,7 +700,7 @@ Avec les observations de Galilée\index{Galilee@Galilée} (cratères sur la Lune
\begin{figure}[t]
\centering
\caption[Astronomica pars Optica]{Astronomica pars Optica\label{oeil}\endnote{Voir le site de wikipedia~: \url=http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Kepler_Optica.jpg= notamment pour le copyright de l'image.}}
\caption[Astronomica pars Optica]{Astronomica pars Optica\label{oeil}}
\includegraphics[width=6cm]{Kepler_Optica.eps}
\end{figure}
@ -736,7 +736,7 @@ Ainsi, pour deux corps \(A\) et \(B\) tournant autour du même corps central, on
Un exemple intéressant d'utilisation de la troisième loi de Kepler est celui de la rotation de la Lune autour de la Terre qui permet le calcul de l'altitude des satellites\index{satellite@satellite} en orbite géostationnaire\index{orbite@orbite!géostationnaire}. Il est traité au paragraphe \ref{keplergeostat} de l'annexe \ref{geostat}.
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Notons encore que Kepler s'est aussi intéressé au fonctionnement de l'\oe il et aux théories de la lumière. En 1604, il rédige \emph{Astronomia pars Optica} un ouvrage d'optique où le rôle de la rétine\index{retine@rétine} et celui du cristallin\index{cristallin@cristallin} sont justement exposés. La figure \ref{oeil} présente un planche illustrant le fonctionnement de l'\oe il tirée de cet ouvrage.
Notons encore que Kepler s'est aussi intéressé au fonctionnement de l'\oe il et aux théories de la lumière. En 1604, il rédige \emph{Astronomia pars Optica} un ouvrage d'optique où le rôle de la rétine\index{retine@rétine} et celui du cristallin\index{cristallin@cristallin} sont justement exposés. La figure \ref{oeil}\endnote{Voir le site de wikipedia~: \url{http://fr.wikipedia.org/wiki/Image:Kepler\_Optica.jpg} notamment pour le copyright de l'image.} présente un planche illustrant le fonctionnement de l'\oe il tirée de cet ouvrage.
\begin{sidewaysfigure*}
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