MA T.O.E.

Huitième Partie
Chapitre 1
(la suite 10)

Détermination expérimentale des paramètres de l’Équation de JIDI unifiant Newton et Kepler

Pour valider ma théorie et estimer les valeurs des paramètres $\Phi_N, \alpha, \beta, \gamma, \lambda$ , nous devons nous baser sur des observations astrophysiques et des expériences physiques.

📌 1. Détermination de $\Phi_N$ (Facteur du Nouro sur la gravité):

🔹 Principe:

$\Phi_N$ mesure l’influence du Nouro sur la gravité. Si le Nouro est une énergie omniprésente qui module la gravité, il doit induire des variations légères dans les mesures de la constante gravitationnelle $G$ .

🔹 Méthodes expérimentales:

Variation locale de $G$ :
- Comparer des mesures précises de $G$ dans des environnements différents (cavités souterraines, hautes altitudes, espace).
- Si $\Phi_N$ dépend de la densité énergétique locale, alors $G$ pourrait varier légèrement selon l’environnement.
Anomalies des sondes spatiales :
- Les sondes Pioneer 10 et 11 ont montré une accélération inexpliquée.
- Si cette accélération peut être reliée à un effet du Nouro, on peut estimer $\Phi_N$ en ajustant les équations orbitales.
Oscillations de la gravité autour des trous noirs :
- Observer si la force gravitationnelle varie autour des trous noirs et comparer avec les prédictions de la Relativité Générale.
- Si des écarts sont observés, ils pourraient être attribués à une interaction du Nouro avec la gravité.

🔹 Première estimation de $\Phi_N$

Si l’on suppose que l’accélération anormale des sondes Pioneer ( $a_P \approx 8.74 \times 10^{-10}$ m/s²) est due à $\Phi_N$ , on peut approximer :

\Phi_N \approx 1 + \frac{a_P r^2}{G M}

où $M$ est la masse du Soleil et $r$ la distance au Soleil.

➡ Expérience possible : Étudier l'effet sur les orbites des astéroïdes proches de la ceinture de Kuiper.

📌 2. Détermination de $\alpha$ et $\beta$ (Effet de Hubron et Sharar sur la gravité):

🔹 Principe:

$\alpha$ quantifie la force de cohésion (Hubron), qui pourrait augmenter la gravité.
$\beta$ quantifie la force de dissociation (Sharar), qui pourrait réduire la gravité.

🔹 Méthodes expérimentales:

Étude des galaxies à rotation anormale:
- Les galaxies tournent trop vite par rapport à la matière visible.
- Si l’on suppose que Hubron compense l’effet centrifuge, alors $\alpha$ peut être estimé en ajustant les équations de rotation.
Expansion de l’Univers:
- Si Sharar provoque une dissociation progressive, alors $\beta$ devrait être corrélé au taux d’expansion de l’univers.
- Comparer avec les mesures du redshift des supernovae pour estimer $\beta$ .

🔹 Première estimation de $\alpha$ et $\beta$

En utilisant la vitesse de rotation d’une galaxie spirale ( $v_r$ ) et la masse visible ( $M_v$ ), on peut approximer :

\alpha H - \beta S \approx \frac{v_r^2 r}{G M_v}

➡ Expérience possible : Mesurer les variations de vitesse orbitale des étoiles en fonction de la densité locale de matière.

📌 3. Détermination de $\gamma$ (Oscillation des orbites due au Nouro):

🔹 Principe:

$\gamma$ mesure une oscillation périodique des orbites sous l’influence du Nouro.
Si cette influence est réelle, alors des variations périodiques de la distance planète-soleil doivent être observées.

🔹 Méthodes expérimentales:

Analyse des variations de l’orbite terrestre:
- Étudier des anomalies dans les variations de la distance Terre-Soleil sur plusieurs décennies.
- Vérifier si ces variations sont corrélées avec un modèle oscillatoire.
Précession anormale des orbites:
- Comparer la précession observée des planètes avec la précession prédite par la relativité.
- Un écart inexpliqué pourrait être dû à $\gamma$ .

🔹 Première estimation de $\gamma$

Si les variations orbitales sont observées, on peut approximer :

\gamma \approx \frac{\Delta r}{r_0}

où $\Delta r$ est l’amplitude de l’oscillation et $r_0$ la distance moyenne.

➡ Expérience possible : Analyser les données du satellite Gaia pour détecter des variations orbitales.

📌 4. Détermination de $\lambda$ (Influence du Nouro sur les périodes orbitales):

🔹 Principe:

$\lambda$ mesure si la période orbitale dépend de la densité du Nouro.
Si vrai, alors la constante de Kepler pourrait être légèrement modifiée.

🔹 Méthodes expérimentales:

Variation du rapport $T^2 / a^3$ dans le Système Solaire:
- Vérifier si la relation $T^2 \propto a^3$ varie pour différentes planètes.
- Comparer avec un modèle de Nouro variable.
Orbites des exoplanètes proches de trous noirs:
- Étudier les orbites d’exoplanètes autour de trous noirs ou d’étoiles massives.
- Un écart avec Kepler indiquerait une modification du champ gravitationnel.

🔹 Première estimation de $\lambda$

Si la période orbitale observée diffère de la valeur prévue par Kepler, alors :

\lambda \approx \frac{T_{obs}^2 - T_{kepler}^2}{T_{kepler}^2}

➡ Expérience possible : Comparer les périodes orbitales des lunes de Jupiter avec les prédictions keplériennes.

📌 Conclusion et Expérimentations Clés:

🔹 Paramètre $\Phi_N$ : Influence du Nouro sur la gravité.

🔹 Paramètres $\alpha, \beta$ : Influence de Hubron et Sharar sur la dynamique galactique.

🔹 Paramètre $\gamma$ : Oscillation orbitale induite par le Nouro.

🔹 Paramètre $\lambda$ : Modification des périodes orbitales

Expériences prioritaires :

✅ Vérification des anomalies gravitationnelles (Pioneer, variation de $G$ ).

✅ Analyse des orbites des exoplanètes et des précessions planétaires.

✅ Étude des variations orbitales avec les données Gaia.

✅ Comparaison des périodes orbitales des lunes et exoplanètes.

Pour affiner les valeurs des paramètres Φₙ, α, β, γ et λ de notre théorie et tester l'Équation de JIDI, une approche méthodique basée sur des données réelles est essentielle.

Collecte et analyse des données des sondes Pioneer :
- Anomalie Pioneer : Les sondes Pioneer 10 et 11 ont présenté une anomalie d'accélération dirigée vers le Soleil, mesurée entre 1979 et 2002. Cette anomalie, initialement inexpliquée, a été attribuée à la pression du rayonnement infrarouge émis par les générateurs thermoélectriques à radioisotope des sondes. Wikipedia
- Approche : Bien que l'anomalie Pioneer ait trouvé une explication conventionnelle, revisiter ces données avec notre modèle pourrait offrir de nouvelles perspectives. Il serait pertinent de vérifier si les paramètres de notre théorie peuvent reproduire l'anomalie observée ou apporter des corrections aux modèles existants.
Utilisation des données du satellite Gaia :
- Mission Gaia : Le satellite Gaia de l'Agence spatiale européenne a pour mission de cartographier avec une précision inégalée la position, la distance et le mouvement de près de 2 milliards d'étoiles dans la Voie lactée. Wikipedia
- Données disponibles : Les archives de Gaia fournissent des informations détaillées sur les positions, mouvements propres et parallaxes des étoiles, ainsi que sur les orbites des exoplanètes et des objets du Système solaire. Gea
- Approche : En analysant les trajectoires et les mouvements propres des étoiles et des exoplanètes, il est possible de détecter des écarts par rapport aux prédictions des modèles actuels. Ces écarts peuvent être utilisés pour ajuster les paramètres de notre théorie.
Étude des précessions planétaires et des variations orbitales :
- Précession des orbites : Les variations dans la précession des orbites planétaires, c'est-à-dire les changements dans l'orientation de l'ellipse orbitale, peuvent révéler des anomalies non expliquées par la mécanique céleste classique.
- Approche : Comparer les précessions observées avec celles prédites par notre modèle pour ajuster les paramètres Φₙ, α, β, γ et λ.
Comparaison des périodes orbitales des lunes et des exoplanètes :
- Approche : En comparant les périodes orbitales observées des lunes et des exoplanètes avec les prédictions de notre modèle, il est possible d'identifier des écarts qui aideront à affiner les paramètres de notre théorie.

Méthodologie générale :

Modélisation théorique : Intégrez les paramètres Φₙ, α, β, γ et λ dans les équations de mouvement et d'orbite de notre modèle.
Ajustement des paramètres : Utilisez des techniques d'optimisation pour ajuster les paramètres de manière à minimiser les écarts entre les observations et les prédictions de notre modèle.
Validation croisée : Testez notre modèle ajusté sur des ensembles de données indépendants pour vérifier sa robustesse et la cohérence des paramètres déterminés.

Cette approche permettra de tester l'Équation de JIDI et d'affiner les valeurs des paramètres de notre théorie en s'appuyant sur des données expérimentales et observationnelles solides.