Farfarout : à la recherche de l'objet le plus éloigné du syst. sol.

[Jean-Jacques Wawrzyniak]

https://www.futura-sciences.com/science ... rve-85801/

JJ

[Vincent Boudon]

Le problème c'est quand, inévitablement, on va en trouver un encore plus lointain. Comme l'appeler ?

Farafarout ? Veryfarout ? Evenfartherout ? Letrucloin ?

[Jean-Jacques Wawrzyniak]

Ah tu me fais penser à un truc!
J'écris en pensant ou l'inverse lol !
J'imagine la dernière orbite possible du Syst. Sol. avec un objet qui y rentre qui y sort, un autre qui y rentre.....(cause : résonance, effet Yarkovsky,..)
Mais juste avant il y a une orbite "stable".
Alors ça doit se calculer (surement !) genre avec G.M1.M2/r2. Quelle est la F de "rupture orbitale "? Cela va donc dépendre de la Masse.
Et soit l'objet est unique, soit il est multiple genre ceinture de Kuiper (et donc se comportant comme un un seul objet virtuel) ?
....
Allo, les experts en mécanique céleste ? votre avis ?

JJ

[Eric Chariot]

Je pense que la dernière orbite stable... n'est pas durable...
Il devrait être possible de calculer des aires d'isopotentiel (je sais pas si le mot existe) en fonction des étoiles proches, et de leur mouvement. On verrait sans doute ces limites bouger sur des dizaines de milliers d'années, entrainant la chute des objets lointains vers une étoile ou une autre. J'avais lu il y a longtemps que l'on pourrait peut-être corréler la proximité des étoiles dans notre environnement avec des pluies de comètes.

[Jean-Jacques Wawrzyniak]

Ah dans un modèle simplifié statique, si on s'appuie sur l'effet gravitationnel dont la force s'exerce à très longue distance on peut imaginer un corps / 2 étoiles et le lieu d'équilibre des forces entre les 2 étoiles.
G.Mcorps.Metoile1/ra2 = G.Mcorsp.Métoile2/rb2 = > Métoile1/ra2=Métoile2/rb2 et donc ça deviendrait indépendant de la masse du corps (mais pas au carré de sa distance ).
Avec l'influence de plusieurs étoiles cela donnerait une orbite "patatoidique".
Et maintenant passer à un modèle dynamique.
......

JJ

[Eric Chariot]

Oui ça ne dépend de toute façon pas de la masse du corps lui même. Mais c'est en quelques sorte le barycentre des étoiles pondérées de leur masse. Mais en 3D, et en mouvement.

[Jean-Jacques Wawrzyniak]

Je poursuis un peu plus :

Métoile1/ra2=Métoile2/rb2
La distance ra sera calculable sachant que ra+rb = d, d étant la distance entre les 2 étoiles. Cette distance est une ligne d'équigravité mais ne correspond pas à une orbite elliptique d'un objet.
Donc on sait que l'orbite recherchée sera inférieure à cette distance d.

La suite est mieux décrite avec la sphère de Hill : https://fr.wikipedia.org/wiki/Sph%C3%A8re_de_Hill

JJ

[Eric Chariot]

La sphère de Hill s'utilise surtout dans le système solaire et prend en compte la rotation des planètes autour du Soleil pour établir une zone d'équilibre entre la planète et le Soleil. Mais dans le cas de l'influence d'étoiles proches mais non binaires, le calcul des équipotentiels va être différent.
Je trouve de plus que la page wiki de la sphère de Hill est français n'est pas très bonne. On montre un diagramme des points de Lagrange mais sans dire que c'est les points de Lagrange.