Mon petit simulateur gravitionnel et calculateur de mécanique celeste

[halman]

Bonjour,

J'ai réalisé un petit utilitaire de calculs de mécanique céleste incluant entre autre un simulateur gravitionnel.

C'est un vieux programme sous ms.dos mais fonctionne parfaitement sous Windows XP.

Si cela peut être utile à quelqu'un, ne pas hésiter à me le demander, il est gratuit.

Voici sa description :

http://pageperso.aol.fr/gestahalman/...stronomie.html

[halman]

NOTICE NEWTON



Newton est un utilitaire de calculs de la mécanique astronomique (ou mécanique céleste) que j'ai créé d'abord pour des besoins personnels.
La toute première version était en GwBasic en 1984.
Pour lancer le programme aller dans le répertoire \newton et lancer Meca.exe.
J'ai fait ce programme puisque nulle part dans le commerce ni en shareware, ni en freeware, aucun logiciel intéressant (utilisable) de mécanique céleste n'existait, sauf Gravity et quelques gadgets.
C'est une application des calculs des lois de la mécanique céleste de Kepler et de Newton.
Il aide à comprendre ce que l'on observe.
Il permet de trouver instantanément les différents paramètres physiques d'une étoile, d'une étoile double, d'une planète, d'un astéroïde, d'un satellite ou de tout autre corps gravitant en orbite autour d'un autre.
Il fait très bien visualiser, comprendre, appréhender, imaginer par les chiffres les phénomènes astrophysiques.
C'est un excellent complément des livres et éphémérides.

Newton fournit par différentes méthodes choisies parmi les options proposées aux sous-menus, selon les éléments dont on dispose, soit :



- La vitesse d'une planète ;
- La distance (rayon vecteur) d'une planète ;
- L'excentricité, l'apogée et le périgée ;
- La période de révolution d'une planète ;
- La masse d'une planète ;
- La force de gravité à sa surface et la densité d'une planète ;
- Le diamètre d'une planète ;
- Les hauteurs moyennes et maximales de montagnes sur des planètes ;
- La taille minimum d'une planète pour qu'elle devienne circulaire ;
- La limite de Roche entre deux corps en orbite ;
- Le gradient de gravité entre deux corps en orbite ;
- L'orbite géostationnaire d'un satellite ;
- L'orbite simple (orbite de Newton, toutes les données physiques) d'une planète ;
- Le premier point de Lagrange entre deux planètes ;
- Le diamètre et la masse d'un trou noir, (rayon de Schwarzchild) ;
- Le diamètre, la masse et la période de rotation d'un pulsar ;
- La masse et le diamètre approximatifs d'une étoile a neutrons ;
- Le simulateur gravitationnel de deux satellites autour d'un corps central sur trois axes, x, y et z ;
- Un simulateur gravitationnel identique à celui ci dessus, mais ne calculant que sur deux axes x et y, ce qui est plus rapide mais moins conforme à la réalité ;
- La trajectoire balistique sur n'importe quelle planète ;
- Le calcul des paramètres physiques d'une exoplanète et de son étoile centrale à partir de sa composante de vitesse connue ;
- Les coordonnées héliocentriques, par rapport au Soleil, des neufs planètes de notre système solaire et leur affichage graphique des orbites ;
- L'affichage et la recherche des fiches des données physiques des corps du système solaire (fiches) ;
- Un affichage de la notice explicative du programme ;
- Un calcul des paramètres de l’atmosphère tels que la température, la densité, la pression et la vitesse du son selon l’altitude ;
- Une petite calculatrice scientifique simple en mode texte ;
- Un calcul de moyenne simple ;
- Un réglage de la configuration des couleurs et des sons.
- Un menu ASTROPHYSIQUE calculant les lois de Wien, de Stephan et le décalage spectral de la lumière passant près d'un astre massif.
- Un affichage graphique des positions actuelles des satellites de Jupiter.
- Un affichage de la simulation des trajectoires des satellites de Jupiter dans le futur.
- Durée et accélération sur un trajet entre deux planètes ou étoiles.
- Durée de trajet d’une sonde de la Terre à une autre planète par le transfert d’orbite de Hohmann.


Le menu principal amène à un sous-menu demandant par quelle méthode on désire procéder.


Par exemple, s'il faut calculer la période de révolution, appuyer sur P au menu principal. Le sous-menu demande alors si l'on veut par la méthode de la vitesse, de la masse ou de l'héliocentrisme (orbite dont le foyer principal est le Soleil (hélios)).Par la vitesse, il s'agit d'un simple calcul algébrique qui ne permet que de donner un ordre de grandeur.

Par la masse, le résultat donné est d'une très haute précision et autorise une exploitation maximum des chiffres donnés pour d'autres calculs précis.

Enfin, l'héliocentrisme. Il s'agit uniquement des planètes ou des astéroïdes gravitant autour du Soleil. Il suffit alors de donner la distance moyenne au Soleil en kilomètres ou Uas (1 Unité Astronomique, ou Ua, est la distance moyenne de la Terre au Soleil, soit 149 597 870 kilomètres) et l'ordinateur indique la période de révolution en jours, heures ou années.

Pour tous les autres sous-menus, il en est de même.

Dans tous les cas de figures, les vitesses sont à entrer en mètres par secondes, (pour transformer des kilomètre-heure en mètres secondes, il suffit de diviser par 3,6), les distances en kilomètres et les masses en kilogrammes. Les unités de périodes de révolutions sont demandées par l'ordinateur.

Au début du menu principal, j'ai demandé à l'ordinateur de m'indiquer un état des mémoires disponibles en mode ms.dos.
Le premier est le nombre total d'octets libres restants.
Le deuxième est le nombre total d'octets dont l'ordinateur a été doté par son constructeur (pour des raisons purement liées a l'histoire de l'informatique, ce chiffre ne pourra jamais dépasser 655359 sous Ms.Dos, le logiciel ne se chargeant qu'en mémoire basse, dans les premiers 640 kilo octets, même si l'ordinateur est doté de plusieurs mégas octets).

La barre de menus en bas de l'écran permet d'afficher les données principales du système solaire en appuyant simplement sur une touche de fonction lors de l'entrée des données pour les calculs:

F1 : masse de la Terre;
F2 : masse de la Lune;
F3 : masse du Soleil;
F4 : diamètre du Soleil;
F5 : diamètre de la Terre;
F6 : diamètre de la Lune;
F7 : masse de Jupiter;
F8 : demi grand axe de l'orbite de la Lune;
F9 : demi grand axe de l'orbite de la Terre;
F10: masse de la Terre + masse de la Lune.


CE N'EST PAS UN ÉPHÉMÉRIDE :
Il n'effectue que des calculs d'ordre physique et mécanique : vitesse, masse, diamètre, distances, etc.
En aucun cas il ne calculera de position par rapport à un observateur ni n'affichera la voûte céleste.

Un élémentaire et simple simulateur gravitationnel est inclus.
Il est bien sûr très nettement moins performant et puissant que les logiciels des professionnels, mais est tout de même passionnant.
Je l'utilise en parallèle avec un autre simulateur gravitationnel américain plus performant, qui lui est capable de calculer 16 orbites (Gravity 2.0) mais avec une précision de calculs peu intéressante.
Il est possible d'afficher les coordonnées héliocentriques des neuf planètes du système solaire, c'est à dire leur angle en degrés par rapport au point de repère alpha, leur distance du Soleil en Unités Astronomiques (1 ua = 149 597 870 Km), leur vitesse instantanée en kilomètres par seconde et leur période de révolution en années.
Les calculs sont faits à partir de la date de l'ordinateur, c'est à dire du jour en cours.
Il est possible, soit d'afficher les orbites des planètes intérieures avec toutes leurs coordonnées et paramètres affichés en haut de l'écran de Mercure à Mars, soit d'afficher les orbites des planètes extérieures avec aussi leurs paramètres, de Jupiter à Pluton, en une vue de 3/4 au dessus du plan de l'écliptique des orbites des planètes de notre système solaire.
Lors de 'affichage des orbites des planètes intérieures, une courbe apparaît en haut de l'écran, il s'agit simplement de l'orbite de Jupiter.
C'est un peu la vision de notre système solaire que l'on aurait, si l'on se trouvait aux environs des sondes Voyager 1 et 2.
L'alpha, l'angle 0 à partir se comptent les angles dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, est situé sur la droite de l'axe horizontal des x.
Les cercles affichés ne correspondent pas à l'orbite réelle de la planète, mais indique seulement sa distance moyenne autour du Soleil.
Ainsi, on peut voir que depuis peu Pluton a repris sa place de planète la plus éloignée du Soleil depuis très peu de temps.
Le programme source en basic, à contrario de tous les programmes basic généreusement diffusés sur disquettes et cd roms accompagnant des livres d'astronomie paraît'il professionnels, écrits et publiés par des astronomes amateurs ou programmeurs, est complet et tous les calculs, fonctions, sont corrects et utilisables.
Mes lignes de programmes ne sont en aucun cas des adaptations incomplètes, inadaptées et inutilisables d'anciens langages de programmation genre "pour HP" ou "pour CASIO " abusivement appelés "type basic".
Elles ne sont en aucun cas des raccourcis mathématiques exagérément simplifiés et réducteurs, donc peu exacts, faisant fi des erreurs de calculs de cas limites, ou bien les corrigeant de manière grossière et inélégante du genre "du moment que ça à l'air de marcher", indignes d'un calcul digne de ce non ou d'un programmeur respectant ses utilisateurs.
Pire, oubliant le respect des célèbres grands découvreurs de l'astronomie à qui l'on doit ces calculs.
A contrario de tous les programmes basic publiés dans le domaine de l'astronomie, celui ci n'utilise pas d'instructions mathématiques obsolètes et sans équivalent dans les langages de programmation actuels modernes, et bien sûr généreusement listés sans la moindre explication dans les livres spécialisés, mais des formules complètes et compréhensibles.
Il n'utilise pas non plus comme c'est systématiquement le cas, des lignes d'instructions graphiques qui ne corrigent ni les changements d'angles de degrés en radians et vice versa, ni des programmes d'affichages qui ne donnent des résultats corrects que de 0 à 90 degrés par exemple.
Comme c'est le cas pour beaucoup de programmes basic généreusement publiés, même récemment, j'ai vérifié que mes calculs n'affichent pas des 380 ou des 450 degrés sans que cela semble avoir gêné les "programmeurs" qui publient sans hésiter.
Tout ces exemples d'"erreurs" n'en sont que quelques uns rencontrés pendant plus d'un an de travail acharné pour essayer de retrouver à la main des calculs qui se tiennent, qui fonctionnent, qui soient utilisables, compréhensibles pas seulement pour celui qui a écrit le programme, malgré tous les livres attrayants publiés dans les magasins spécialisés, ayant la prétention parfaitement ratée de faire apprendre les calculs d'astronomie et leur programmation au public.
D'anciennes versions de ce petit logiciel sont utilisées par des professeurs de physique de lycées pour leurs cours, ainsi que par un membre de la Société Royale d'Astronomie Belge, par des clubs d'astronomie en France.
Si vous possédez Windows, même la version 3.1, ou la XP, il est très pratique de travailler simultanément avec Newton et Fiches dans deux fenêtres distinctes et juxtaposées.

L'ensemble du logiciel contient plusieurs fichiers distincts qu'il ne faut jamais séparer :

- Meca.exe : le programme à n'utiliser qu'avec un ordinateur équipé d'un coprocesseur mathématique 8087, 80287, 80387, 80486 DX ou d'un Pentium.

- Atmos.exe : calcule les données physiques de l’atmosphère selon l’altitude.

- Formules.exe : affiche les formules de caclul.

- Helio.exe : l’affichage des planètes du système solaire.

- Jupiter.exe : l’affichage des sattellites de Jupiter.

- Jupsat.exe : un autre affichage des sattellites de Jupiter.

- Simul.exe : simulateur gravitationnel sur 2 axes x et y.

- Simult.exe : simulateur gravitationnel sur les 3 axes x, y et z plus complet.

- Newton.cfg : le fichier de configuration.

- Notice.txt : la notice du programme.

- Newton.dat : le fichier des données des planètes, naines brunes, astéroïdes et autres étoiles ou satellites.

- Fiches.exe : le programme de saisies et recherches des fiches des données physiques des corps célestes, utilisant le fichier Newton.dat.

- *.sia et *.si3 : les fichiers d'enregistrement des données du simulateur gravitationnel trois axes et deux axes

- La notice du logiciel Newton.doc.

- Une base de données des exoplanètes et des corps du système solaire en format excel.

NE JAMAIS L'UTILISER AILLEURS QUE DANS SON REPERTOIRE D'ORIGINE : \NEWTON

Le logiciel, créé automatiquement un fichier archive Newton.arc du fichier Newton.dat, par simple sécurité, en cas d'effacement par erreur, ce qui peut toujours arriver.

ATTENTION : Ne jamais utiliser l'éditeur de texte RPED.EXE fourni avec la version 3 de Ms.Dos pour afficher à l'écran le fichier Newton.dat : Il serait définitivement tronqué et serait inutilisable.

MASSE : Permet de calculer la masse d’une planète par différentes méthodes selon les données dont on dispose. Par sa gravité, sa densité, sa vitesse, sa période de révolution, etc.

VITESSE : Permet de calculer la vitesse selon sa distance, sa période de révolution, etc.

DGAO : Demi Grand Axe de l’Orbite : Permet de calculer soit la distance moyenne, soit la distance à l’apogée ou au périgée par différentes méthodes : période de révolution, masse, etc.

PERIODE DE REVOLUTION : Permet de calculer la période de révolution par différentes méthodes, selon les données dont on dispose : masse, vitesse, etc.

CALCULS SUR LES PULSARS :
Calculs de la masse, du diamètre, ou de la période de rotation d'un pulsar en secondes. Ce ne sont que les valeurs minimales théoriques.

L'ORBITE GÉOSTATIONNAIRE :
C'est la distance à laquelle il faut placer un satellite pour qu'il ait la même période de révolution que la rotation de la planète autour de laquelle il gravite. Il reste donc en apparence au dessus du même point de la planète. Bien sûr, il est possible de la calculer pour n'importe quel corps céleste dont les caractéristiques sont indiquées dans les fiches jointes.
Cette orbite a été inventée, mais surtout correctement calculée pour la première fois par l'astrophysicien et romancier Arthur C. Clarke, d'après une idée plus ancienne d'autres astronomes célèbres. (Auteur entre autre de 2001 l'Odyssée de l'Espace, 2010 Odyssée Deux, 2061 Odyssée Trois et 3001 Odyssée Finale.)

LE CALCUL D'UNE EXOPLANETE Permet de calculer tous les paramètres physiques d'une étoile et de la exoplanète qui l'accompagne, par la simple connaissance de la composante de vitesse que celle ci donne a son étoile. Il y a possibilité d'introduire sa période de révolution en jours pour trouver des chiffres plus précis.

LA LIMITE DE ROCHE :
C'est la distance à laquelle un satellite se brise sous l'effet commun de ses forces de gravité et de celles de son compagnon principal.
Découvert par l'astronome français Roche.
J'y ai joint le calcul du gradient de gravité à la distance de la limite de Roche.

LE GRADIENT DE GRAVITE :
Calcule les accélérations des marées gravitationnelles en ms² que subit un satellite.

[halman]

ORBITE DE NEWTON :
Ce calcul est destiné à visualiser les vitesses, masses, distances, périodes de révolutions, forces en jeu, 1er point de Lagrange, etc..., dans un système de deux objets en orbite l'un autour de l'autre.
Cette partie du logiciel regroupe en un seul les principaux calculs qui sont programmés séparément ailleurs. Il suffit au début d'introduire la masse de chaque objet en kilogrammes, et la distance de leurs centres de gravités (rayon vecteur en kilomètres).
La période de révolution en jours est facultative puisque l'ordinateur la recalcule automatiquement.
Cependant, il est possible d'introduire une période de révolution en jours afin de visualiser les résultats dans un tel cas. C'est souvent intéressant.
L'ordinateur affiche les résultats en double, qui ne sont pas forcément identiques. Le premier est celui calculé par l'ordinateur.
La présentation n'est peut-être pas agréable mais tout y est. Les résultats dont les unités ne sont pas affichées sont toujours en mètres secondes, mètres secondes², kilogrammes et kilomètres.
L1 et l2 sont les composantes de distance que chaque corps induit a l'autre. Par exemple, le centre de rotation du système Terre-Lune est situé à 1 700 kilomètres sous la surface de la Terre.
V1 et v2 sont les composantes de vitesse que chaque corps induit à l'autre. Par exemple, la Lune induit à la Terre une vitesse de 12 mètres secondes, soit 43 kilomètres-heure.
La vitesse de libération est la vitesse minimum que doit prendre un objet en orbite pour sortir définitivement du système.

GRAVITE & DENSITÉ :
Cette option calcule la gravité (accélération) en mètres secondes², la densité de la planète et la vitesse de libération qu'une fusée ou tout autre objet devrait prendre pour s'en éloigner définitivement. Il suffit d'introduire la masse de la planète et son diamètre. La densité de l'eau est égale a 1 kg/dm3. La densité est affichée dans cette même unité.



BALISTIQUE:
Cette option calcule à chaque seconde ou à un intervalle de temps choisi en secondes, l'altitude et la vitesse d'un objet lancé sur une trajectoire balistique.
L'angle est à entrer en degrés, par rapport à l'horizontale (entre 0 et 90). L'ordinateur demande si l'on veut une trajectoire sur Terre, sur Mars ou sur la Lune. Il suffit de frapper T, M, ou L pour choisir.
L'option A permet de choisir n'importe quel autre satellite ou planète. Il faut alors entrer sa masse (toujours en kg) et le diamètre (en km). Ne tient évidement pas compte de la résistance de l'air.1er

HELIO :
Ce programme affiche les positions héliocentriques des neufs planètes du système solaire par rapport au soleil.
Taper sur I pour afficher les planètes intérieures, Mercure, Vénus, Terre et Mars.
Taper sur E pour afficher les planètes extérieures, Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton.

En face de chaque nom de planète, sont donnés :
- L’azimut héliocentrique, l’angle de la planète par rapport au Soleil.
- Le rayon vecteur, la distance, en kilomètres puis en unités astronomiques.
- Le demi grand axe orbital, la distance moyenne au Soleil en unités astronomiques.
- La vitesse en kilomètres par secondes.
- La période de révolution en années.
- La distance de la planète à la Terre.
- Enfin, le temps en années que mettrait une sonde partie de la Terre à attendre la planète (transfert d’orbite de Hohman).

Affichage des 4 premières planètes du système solaire : Mercure, Vénus, Terre et Mars.



Affichages des planètes extérieures du système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus, Neptune et Pluton.


POINT DE LAGRANGE :
Le 1er point de Lagrange est l'endroit situé entre deux corps en orbite l'un autour de l'autre où les forces de gravité exercées par les deux objets sont égales.
A ne pas confondre avec les composantes de distances citées plus haut.
Les 5 points de Lagrange d'une orbite ont étés découverts par l'astronome français Lagrange, et sont spécialement intéressants pour y placer des satellites dont la stabilité sera économique à entretenir.
L1 est la distance au centre de l'astre principal, l2 la distance au centre du satellite.
Dans certains cas, la durée des calculs peut durer plusieurs minutes sur des anciens ordinateurs antérieurs aux 80486.
Les paramètres d'une telle orbite sont dans le fichier LAG.SIM du simulateur gravitationnel. (lag.sim)

DIAMETRE:
Cette option permet de calculer approximativement le diamètre d'une étoile ou d'une planète selon que l'on dispose de sa densité ou de sa gravité à sa surface.

SIMULATEUR GRAVITATIONNEL SUR TROIS AXES X, Y ET Z:


Sur cette simulation sur 8700 ans, réalisée sur un simple ordinateur portable à base de processeur Pentium II, du pulsar psr1620 et des deux étoiles l’entourant, plusieurs choses sont mises en évidences.
La première est que l’orbite du 3ème corps en bleu est très fortement perturbée à chaque passage au plus près du 2ème corps en vert. Le 3ème corps, influencé par la très importante masse du 2ème a une trajectoire très fortement ondulée, alors au lieu d’avoir une trajectoire très lisse.
La deuxième est que l’on voit que c’est l’orbite elle même qui est en déplacement. L’axe qui va du périgée à l’apogée tourne autour du foyer gravitationnel tout comme le 3ème corps.


Sur cette simulation sur 8 millions et 100 000 ans du pulsar du Centaure, on voit la trajectoire du 3ème corps tellement perturbée par les forces gravitationnelles du 2ème corps à chaque passage à son plus près que sa trajectoire est très fortement ondulée au lieu d’être très régulière.

Ce petit programme propose de simuler les trajectoires de deux corps célestes autour d'un astre central, selon les lois de la mécanique céleste de Newton et de Kepler.

L'affichage graphique est donné sur la base des axes x, y et z euclidiens classiques.

Après la saisie des données, le programme demande « Afficher les chiffres o/n ». En tapant n pour non, les données chiffrées ne s’affichent pas et la simulation est considérablement accélérée.

Les chiffres affichés à gauche du graphique sont :
- Le nom de la simulation
- La durée en secondes, puis minutes, puis heures, puis jours, puis années.
- La masse du corps central en kilogrammes.
- Le diamètre du corps central en kilomètres.
- La gravité du corps 1.
- La gravité des corps 2 et 3.
- La masse du corps 2 en kilogrammes.
- Le diamètre du corps 2 en kilomètres.
- La distance du corps 2 en kilomètres.
- La vitesse du corps 2 en mètres par secondes.
- La vitesse de libération du corps 2 en mètres par secondes.
- L'énergie cinétique du corps 2.
- L'énergie potentielle du cops 2.
- L'énergie totale du corps 2.La masse du corps 3 en kilogrammes.
- Le diamètre du corps 3 en kilomètres.
- La distance du corps 3 en kilomètres.
- La vitesse du corps 3 en mètres par secondes.
- La vitesse de libération du corps 3 en mètres par secondes.
- L'énergie cinétique du corps 3.L'energie potentielle du cops 3.
- L'énergie totale du corps 3.
- La distance entre les corps 2 et 3.
- La vitesse du corps 2 par rapport au corps 3.
- La vitesse de libération du corps 2 par rapport au corps 3.
- La vitesse du corps 3 par rapport au corps 2.
- La vitesse de libération du corps 3 par rapport au corps 2.
- L'échelle. Il est possible de modifier l'échelle de l'affichage en appuyant sur M ou P pour la réduire ou l'agrandir pendant la simulation.

Par rapport à l'ancienne version, l'affichage est considérablement plus rapide.

Pour entrer les données d'une orbite de deux corps seulement, entrer une masse négligeable, par exemple de 1e5 kilogrammes pour le corps central, puis les composantes de distances et de vitesses pour les deux autres corps, que l'on aura trouvées avec l'option Orbite du logiciel par exemple.
Les données peuvent êtres créés, modifiées et enregistrées dans des fichiers aux extension *.si3.
Les chiffres sont à entrer en kilomètres pour les composantes de distances, en mètres par secondes pour les composantes de vitesses et en kilogrammes pour les masses des astres.

Le fichier Newton.si3 est le fichier de base exemple fourni avec le programme. Il correspond à la Lune en orbite autour de la Terre et d'un petit vaisseau sur une trajectoire d'interception de la Lune.

Toujours bien faire attention à l'échelle. En effet, si le chiffre de l'échelle est incorrect, l'affichage sortira de l'écran ou sera trop concentré pour être visible et le programme se mettra en erreur au bout d'un moment.
Le pas du calcul est affiché en minutes.
Éviter de prendre de trop grands intervalles car les calculs deviendront très vite irréalistes : problème des conditions initiales et de la précision d'un calcul.
Plus le pas du calcul est important, par exemple 1000 minutes, le calcul est plus rapinde mais la précision diminue à un tel point que la simulation ne correspond plus à la réalité.
Pour se rapprocher le plus possible d’une simulation stable et réaliste, prendre le plus petit pas de calcul possible.
Un test prévenant des collisions entre les objets est calculé en permanence.
Seules les collisions avec les couches extérieures des étoiles de faibles densités ne sont pas prises en compte. En effet, une planète gravitant à l'intérieur d'une géante rouge par exemple, n'aura pas son orbite perturbée par le gaz très chaud et extrêmement ténu de l'étoile. Pour que ce test fonctionne bien, au moment de l'entrée des données, vérifier que les diamètres et masses donnent une densité inférieure à 0,001.

Pour savoir quel corps est en orbite captive d'un autre, il suffit de regarder leurs vitesses orbitales et de libérations correspondantes. Si la vitesse orbitale est inférieure à la vitesse de libération, le corps concerné est en orbite dans le champ gravitationnel, sinon, il doit être captif d'un autre corps, ou alors définitivement éjecté du système.

Le calcul utilisé est le calcul du problème plan des trois corps, calcul différentiel par la méthode Runge-Kutta, calcul en double précision scientifique pour la programmation, c'est à dire avec 16 chiffres affichés et 32 chiffres calculés avec une puissance de 1 exposant 308 calculés par le processeur.

JUPITER : En tapant 6, un affichage des quatre principaux satellites de Jupiter est tracé.




TROU NOIR : (rayon de Schwarzchild)
Cette option calcule soit le diamètre d'un trou noir dont on aura introduit la masse en kg, soit sa masse en introduisant son diamètre en km.

DECALAGE SPECTRAL:
Calcule le décalage du spectre lumineux d'un rayonnement passant près d'un corps de masse stellaire. Il suffit d'introduire la masse du corps concerné et son diamètre.

TRAJET :
Calcule la durée, ou la distance ou l'accélération qu’un vaisseau doit prendre sur un trajet entre deux planètes sur une trajectoire directe.
Le premier résultat est un trajet direct, le second prends en compte un retournement à mi chemin et une décélération en vue d'une vitesse nulle à l'arrivée.



FICHES:


FICHES donne des fiches des principales caractéristiques physiques des planètes, de leurs principaux satellites et de quelques astéroïdes du système solaire (masse, diamètre, distance, période de révolution et période de rotation).Fiches est aussi doté de la possibilité d'ajouter des données dans le fichier existant, mais aussi de les modifier, de les sélectionner selon une donnée commune, de les imprimer ou d'en supprimer une.

Pour la recherche d'une ou plusieurs fiches, il est possible de lancer le tri soit par le type de l'objet (Étoile, planète, exoplanète, comète, astéroïde, trou noir, étoile double, etc.), soit par son nom, soit par l'ordre de grandeur de sa masse (E24 pour la Terre par exemple), ou bien par son diamètre en kilomètres.
L'ordinateur affiche alors successivement à l'écran toutes les fiches correspondantes au critère de recherche voulu.

Pour une recherche maximum, il vaut mieux toujours taper les données en majuscules.

Pour chercher une fiche à modifier, toujours la rechercher par son nom, et ne pas le modifier.

Pour conserver une donnée sans la changer, taper simplement sur ENTRÉE lorsque l'ordinateur demande la nouvelle donnée.
Lors de la modification d'une fiche, dès que l'ordinateur a trouvé une fiche correspondant au nom recherché, il se peut que cela ne soit pas celle désirée. Alors taper O pour une fiche suivante.
Pendant la saisie ou la modification d'une donnée, ne jamais entrer de virgules, de point virgules, de guillemets ou de parenthèses : les données ne seraient pas ou incorrectement enregistrées.

CONFIGURATION MINIMUM DE L'ORDINATEUR :
- ORDINATEUR IBM.PC, COMPATIBLE IBM;
- MÉMOIRE MINIMUM (RAM): 256 Kilo-octets,
- MS.DOS 3.30 OU VERSION SUPÉRIEURE,

- Le programme occupe environ 200 kilo-octets de mémoire.
- La totalité du programme occupe environ 3 mégaoctets sur disquettes ou sur disque dur.

- Un coprocesseur mathématique augmente considérablement la vitesse et la précision des calculs mais, le logiciel peut s'en passer. Si certains programmes ne marchent pas, c'est que vous utilisez un processeur SX, c'est à dire sans coprocesseur mathématique. Processeurs d'ancienne génération et de bas de gamme. C'est à dire les 8086,80286, 80386 et 80486 SX. Pour ceux là, taper NEWTON pour que le programme fonctionne avec ces anciens processeurs.

- Pour les processeurs équipés de coprocesseurs mathématiques : 8087, 80287,80387, 80486 DX et Pentium, taper MECA.EXE dans le répertoire \NEWTON. Ces programmes ont été compilés pour processeurs utilisant un coprocesseur mathématique et fonctionneront avec des 8087, 80287, 80387, 80486 DX, Pentium, AMD, etc.

MISE EN ROUTE DU PROGRAMME : charger MS.DOS, (SYSTEM), taper MECA ou NEWTON

TRES IMPORTANT : NE JAMAIS TRAVAILLER AVEC LA DISQUETTE ORIGINALE: EN FAIRE UNE COPIE EN TAPANT AU CLAVIER : DISKCOPY A: B:

Avant diffusion, le logiciel a été passé à quatre antivirus différents.

CONCEPTION DES CALCULS ET PROGRAMMATION : Halman
Programme réalisé et compilé en Power-Basic, sur ordinateur PC à processeur 80486 DX 66, puis sur Pentium 200 mmx.
Certains calculs utilisés sont ceux donnés par Sir Isaac Newton dans les Philosophia Naturalis Principia Mathématica (1687), par Johannes Kepler dans De Révolutionibus Orbium Caelestium (1609) et par Guy Sérane dans Astronomie & Ordinateurs (1987).et autres cours d’astronomies
J'en ai déduit les autres.

Si une amélioration, une modification semble nécessaire ou si une erreur est à corriger, envoyer un email à eric.gesta@neuf.fr afin que les corrections soient effectuées, et ainsi en faire profiter les prochains utilisateurs.

Le programme source en Power-Basic n'est en aucun cas diffusable.

VERSION 6

AOUT 2006.

PROGRAMME DE CALCUL DE POSITION DES SATELLITES DE JUPITER par Eric Laffont et José Cruz. Société d'Astronomie Populaire Tél. 61 58 42 01

PROGRAMME DE CALCUL DE MÉCANIQUE CÉLESTE ET DE SIMULATEURS GRAVITATIONNELS par Halman

[SK69202]

Bonsoir,

Très interessant, j'ai autrefois programmé en Basic (Canon V20, Amstrad, visual basic 5, et oui la préhistoire) des petits programmes d'intéraction / accrétion gravitationnelle entre n corps, n allant de 2 à 240.
Le temps de calcul explosant comme le carré du nombre de corps, j'atteignais des temps de 100 secondes par itérations !

Mon Pc (pentium 150) avait tourné près de 6 mois pour condenser un petit disque d'accrétion en quelques corps massifs. (à 2 D seulement !)

Ma question sera, est il possible de paramétrer facilement ton programme pour simuler un système stellaire avec un Jupiter chaud, pour voir si une planète de type terrestre peu avoir une orbite stable dans la zone continuement habitable ?

Je n'ai rien trouvé sur ce sujet, et un de mes post à ce propos est resté sans réponse dans un autre fil.

@+

[halman]

Bonsoir.

Il est possible de simuler 3 corps.

En intégrant leurs masses, diamètres, composantes de vitesses et de distance sur les 3 axes x, y et z, ainsi que l'échelle d'affichage et le pas du calculs en minutes.

Sur un PIII il simule la trajectoire d'un vaisseau Apollo vers la Lune en quelques minutes seulement.

J'ai inclus des simulations de pulsars triples qui affichent des orbites des plus interessantes et spectaculaires qu'on peut laisser tourner des semaines entières.

Je n'ai pas encore trouvé l'algorithme pour calculer plus de corps à simuler mais je ne désespère pas d'y arriver.

[Calvert]

Bonjour!

J'ai quelques petites questions techniques:

Quel algorithme d'intégration utilise le programme? Méthode "traditionnelle" d'Euler? Runge-Kuta?

Est-ce une vraie simulation N-corps (toutes les intéractions entre tous les corps) ou simplement le corps de masse principale intéragissant avec des masse-points plus petites?

Si c'est le cas (N-corps), qu'est-ce qui t'empêche de passer à plus de corps?

[halman]

Envoyé par Calvert

Bonjour!

J'ai quelques petites questions techniques:

Quel algorithme d'intégration utilise le programme? Méthode "traditionnelle" d'Euler? Runge-Kuta?

Est-ce une vraie simulation N-corps (toutes les intéractions entre tous les corps) ou simplement le corps de masse principale intéragissant avec des masse-points plus petites?

Si c'est le cas (N-corps), qu'est-ce qui t'empêche de passer à plus de corps?

Bonjour,

C'est la méthode Rungue Kutta.