En guise de pistes, plusieurs sites qui disent que :
L'attraction gravitationnelle d'un point sur un autre varie avec la distance r selon la loi bien connue en 1/r2,
l’attraction différentielle de marée varie en 1/r3.
http://membres.lycos.fr/vinaro/maree/mareefin.htmlhttp://www.enseeiht.fr/hmf/travaux/CD0001/.../6/fon_corp.htmhttp://perso.wanadoo.fr/olivier.granier/me...univ/marees.htmCitation
LES MAREES GALACTIQUES
Nature des interactions
Ce n’est que grâce aux simulations sur ordinateur, qui se sont développées à partir des années 1970, que la nature de l’interaction entre galaxies a pu être déterminée avec certitude comme un phénomène de marée gravitationnelle. Auparavant, on ne croyait pas l’interaction gravitationnelle capable de produire les filaments fins et longs observés optiquement: les forces électromagnétiques semblaient constituer la solution au problème; les filaments pouvaient être la manifestation des tubes de force du champ magnétique guidant la matière. Pourtant, aucun modèle magnétique n’explique les caractéristiques générales observées dans les galaxies en interaction: par exemple, on distingue toujours deux points de déformation symétriques par rapport au centre de la galaxie. Pour une paire de galaxies, il existe un pont de matière entre les deux galaxies et deux filaments partant dans la direction diamétralement opposée, appelés «queues». Cette symétrie est la signature d’une interaction de marée. Ainsi, les marées provoquées par la Lune sur la Terre ont une périodicité de douze heures (et non de vingt-quatre heures) car le niveau de l’eau monte non seulement là où l’attraction de la Lune est la plus forte, mais aussi au point diamétralement opposé. Pourtant, dans l’hypothèse d’une interaction de marée, plusieurs problèmes restent à éclaircir. Pourquoi observe-t-on plus souvent les distorsions correspondant aux «queues» et non les «ponts» entre galaxies; pourquoi dans les amas riches de galaxies les manifestations spectaculaires des marées sont-elles absentes?
Modèles numériques
Les réponses aux questions précédentes se trouvent dans l’étude numérique du phénomène de l’interaction gravitationnelle. La simulation de la rencontre de deux galaxies est fondée sur un modèle simple appelé modèle «restreint à 3 corps»: chaque galaxie est représentée par un grand nombre de particules, mais qui n’interagissent pas entre elles, comme ce serait le cas dans un modèle à n corps, beaucoup plus complexe à traiter. Cette approximation est justifiée ici, car c’est surtout le comportement de la matière aux confins extérieurs des galaxies, là où l’attraction gravitationnelle extérieure et les déformations de marée sont les plus fortes, que l’on veut étudier. Au centre, la matière est très liée gravitationnellement à son propre noyau galactique et est peu sensible aux perturbations extérieures. Chaque modèle de galaxie est donc composé d’un noyau massif, comme si toute la masse y était concentrée, et d’un disque de particules n’interagissant pas entre elles, orbitant autour du noyau et soumises aux forces gravitationnelles de la galaxie compagnon. Ainsi le calcul se ramène à plusieurs interactions à trois corps entre une particule du disque et les deux noyaux galactiques: le modèle est «restreint» car la particule en question a une masse négligeable et n’interagit pas elle-même avec les noyaux. Initialement, les particules sont distribuées dans le disque de façon homogène et axisymétrique, avec des trajectoires képlériennes autour du noyau. La distribution de masse du noyau est choisie telle que les particules soient en rotation différentielle, les particules externes tournant moins vite que les particules internes, comme c’est le cas dans toutes les galaxies réelles.
Pour illustrer le déroulement de la simulation, prenons un exemple concret, celui du système de galaxies appelé les Antennes, en raison de sa ressemblance avec un insecte. Ce système très spectaculaire est le premier qui ait été découvert puisqu’il a été observé en 1917, avant même que ne soit démontrée l’existence de galaxies extérieures. Le système observé apparaît relativement symétrique et fait penser à l’interaction de deux galaxies de masses égales. Les forces de marée, qui décroissent très vite avec la distance, ne sont sensibles qu’au moment de plus grande approche des deux galaxies. En effet, ces forces proviennent de la différence d’attraction gravitationnelle qu’exerce le compagnon, d’un point à l’autre de la galaxie. Cette attraction variant avec la distance r selon la loi bien connue en 1/r2, l’attraction différentielle de marée varie en 1/r3. À la distance minimale d’approche (au temps 0), les particules vont subir une très forte impulsion, qui, dans le cas simulé ici, dure quelques centaines de millions d’années, soit 10 p. 100 de la durée de la rencontre. Aucune perturbation n’est encore perceptible, mais les particules ont acquis les vitesses non circulaires qui vont permettre aux filaments de se déployer. L’impulsion étant donnée, le phénomène n’est plus que cinématique: les particules s’éloignent du centre des galaxies en deux points opposés; d’un côté, le pont de matière entre les galaxies disparaît assez vite car les particules sont capturées par l’une ou l’autre des deux galaxies; de l’autre côté, par contre, les filaments formant les queues peuvent se déployer et se recourber grâce à la rotation différentielle, qui demeure (les bords, tournant moins vite, «traînent» par rapport au centre). Il faut bien noter que les déformations des disques galactiques ne proviennent pas du tout de collisions entre les particules (celles-ci ne sont pas prises en compte) mais uniquement des forces de marée à distance. Cette simulation montre que les forces gravitationnelles seules sont capables d’engendrer les filaments fins et courbés observés dans les galaxies en interaction. Les ponts, ou connexions entre les galaxies, ont une durée de vie très courte (la matière, nous l’avons vu, est rapidement dispersée et piégée par les galaxies mêmes): conformément aux observations, les filaments correspondant aux points symétriques de la marée sont beaucoup plus persistants, et caractéristiques d’une interaction. Si ces marées géantes ont des effets si importants, c’est que les galaxies peuvent s’approcher très près l’une de l’autre. Leur trajectoire relative est une parabole à passage presque rasant: la distance minimale d’approche est de l’ordre de la somme des rayons. De plus, le passage est de sens direct. Le compagnon tourne autour du noyau galactique dans le sens de la rotation des particules. Ainsi celles-ci peuvent suivre plus longtemps l’attraction gravitationnelle du compagnon; on a affaire à un phénomène de résonance. Dans un passage indirect, ou rétrograde, les forces de marée n’ont qu’une très faible influence et ne produisent que de légers gauchissements des plans galactiques.
Texte passionnant qui explique aussi les effets de marées planétaires, et qui indique en plus de possibles phénomènes de résonances, prolongeant les effets de la marée dans le temps.
Si on veut comprendre les travaux de Jean-Pierre Desmoulins, je pense que c'est de cette manière qu'il faut appréhender les choses.
Florent.