loi

loi de conservation du moment cinétique

The law of conservation of angular momentum states that the total angular momentum of a closed system remains constant.
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Description

Dès 1609, Kepler a remarqué que les planètes balaient des aires égales en des temps égaux — c'est historiquement le premier exemple de conservation du moment cinétique. En 1915, Emmy Noether a démontré que la symétrie de l'espace (son isotropie) conduit à la conservation de cette grandeur. Formellement : le moment cinétique L = Iω reste constant si le moment résultant des forces de rotation est nul.

Histoire

Johannes Kepler a formulé la deuxième loi (1609) — le rayon vecteur d'une planète balaie des aires égales en des temps égaux, ce qui est une conséquence de la conservation du moment cinétique. Isaac Newton, dans les Principia, a déduit la conservation à partir des lois du mouvement et de la gravitation. En 1915, Emmy Noether a démontré le théorème général reliant les symétries et les lois de conservation, en particulier l'isotropie de l'espace avec la conservation du moment cinétique.

Comment ça marche

Utilisé partout : de la conception de plates-formes gyrostabilisées à l'analyse des collisions de particules élémentaires. Limites : la formulation classique est valable tant qu'on peut négliger les corrections quantiques et relativistes. En relativité générale, la conservation globale du moment n'est pas toujours définie en raison de l'absence de symétrie globale.

En pratique

Orientation des engins spatiaux (roues de réaction), rotations sportives, stabilisation des pulsars.

Anecdote

Un gyroscope, lancé à grande vitesse, résiste aux tentatives de modification de son axe — c'est sur ce principe que fonctionnent les instruments de navigation.

Concept graph →

Formules

$$I = \int r^2 dm$$
Moment of inertia measures mass distribution about axis.
Ce qu'il y a dans la formule
IvariableMoment of inertia about the axis — moment d'inertie kilogram metre squared
rvariablePerpendicular distance from the axis to mass element — distance metre
dmvariableInfinitesimal mass element — masse kilogram
∫opérateurIntegration over the entire body — opérateur intégral
i=\frac{8π}{3}\int_0^rρ(r)r^4dr · 2607.02644
$$J^{\mu\nu\alpha}(x) = x^{\mu} T^{\nu\alpha}(x) - x^{\nu} T^{\mu\alpha}(x)$$
Local density of angular momentum in flat spacetime.
Ce qu'il y a dans la formule
J^{\mu\nu\alpha}variableAngular momentum density tensor — angular momentum density kilogram per metre per second
x^{\mu}variableSpacetime coordinate — position metre
x^{\nu}variableSpacetime coordinate — position metre
T^{\nu\alpha}variableStress-energy tensor component — stress energy tensor joule per cubic metre
T^{\mu\alpha}variableStress-energy tensor component — stress energy tensor joule per cubic metre
j^{μνα}(x)=x^{μ}t^{να}(x)-x^{ν}t^{μα}(x) · 2605.13557v1
$$\dot{J} = f(\dot{M}, M_1, M_2, a, P)$$
Rate of angular momentum loss in binary systems due to mass transfer.
Ce qu'il y a dans la formule
\dot{J}variableAngular momentum loss rate — angular momentum loss rate kilogram metre squared per second square
\dot{M}variableMass transfer rate — mass transfer rate kilogram per second
M_1variableMass of the primary star — masse kilogram
M_2variableMass of the secondary star — masse kilogram
avariableOrbital separation — longueur metre
PvariableOrbital period — temps second
\dot{j}_{\rmml}=(α\dot{m}_{\rmtr}m_2^2+β\dot{m}_{\rmtr}m_1^2)(\frac{a}{m_1+m_2})^2\frac{2π}{p_{\rmorb}} · 2607.17552v1

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