PPT correction détection d`exoplanète
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TP : détection d’astre gravitant autour d’étoile. Détection d'exoplanètes: Il est exceptionnel de détecter visuellement des exoplanètes comme sur cette photo à cause de la forte luminosité des étoiles comparée à celle des planètes . De plus, à cause leur éloignement, la plupart des étoiles sont réduites à un point lumineux, même avec un télescope puissant.. Malgré tout un millier d'exoplanètes a pu être détecté par diverses méthodes comme la méthode des "vitesses radiales" qui utilise l'effet DOPPLER-FIZEAU. Document 1 : L’effet Doppler-Fizeau En appliquant l’effet Doppler sonore à la lumière, Christian Doppler (18031853), mathématicien et physicien autrichien, suggère que la couleur des étoiles est une conséquence de leur mouvement par rapport à la Terre. Bételgeuse Rigel Constellation d’Orion Le physicien et astronome français Hippolyte Fizeau (1819-1896) démontre en 1848 que la vitesse des étoiles est trop faible par rapport à celle de la lumière pour que cet effet soit observable (on sait maintenant que la couleur d’une étoile dépend essentiellement de sa température (Loi de Wien)). Fizeau conclut cependant que les raies d’absorption d’un élément chimique sur le spectre d’une étoile en mouvement par rapport à la Terre doivent être décalées par rapport à leur position sur le spectre du Soleil (référence de l’époque). La mesure de ce décalage permettrait alors de remonter à la vitesse de l’étoile dans la direction d’observation (appelée par la suite vitesse radiale vrad) ... Limitation de la méthode : vitesse radiale i = 0° i = 90° Limitation de la méthode : masse de l’astre Masse de l’astre trop faible : pas assez de changement de la vitesse radiale. Masse de l’astre suffisante pour que les décalages soit mesurables. Document 2 : Application à la détection d’exoplanètes L’effet Doppler-Fizeau s’est plus récemment illustré dans la détection des exoplanètes, les planètes en dehors du système solaire. En effet, la présence d’un astre massif autour d’une étoile provoque un léger mouvement périodique de l’étoile, que l’on peut mesurer par effet Doppler-Fizeau. La période de ce mouvement permet d’évaluer la masse de l’astre et de conclure sur le type de cet astre : exoplanète ou autre. L’étoile étudiée HD 75767 : Elle fait partie d'un système quadruple dans la constellation du Cancer et situé à environ 75 al. C'est une étoile du type du Soleil de température 5800 K et invisible à l'oeil nu car de magnitude 6,59. Elle possède un compagnon massif n'émettant pas beaucoup de lumière (étoile froide ou peut-être planète géante) Les spectres utilisés ont été réalisés par le télescope Euler à l'Observatoire Européen Austral (ESO) au Chili, sur le site de La Silla, à 2400 m d'altitude puis envoyé par fibre optique au spectrographe CORALIE. Télescope Euler Spectrographe Coralie Document 3 : Détection d’une exoplanète ( ?) dans la constellation du Cancer Les spectres (noir et blanc mais haute définition) de cette étoile dans les environs de 589 nm sont donnés ci-dessous : n° t en jours (j) 1 0 2 0,974505 3 1,969681 4 2,944838 5 3,970746 6 4,886585 7 5,924292 8 6,963536 9 7,978645 10 8,973648 11 9,997550 Spectres Les deux raies noires et relativement larges à droite du spectre sont celles de l’élément sodium. On peut mesurer les longueurs d’ondes correspondant à ces raies pour une source immobile. On obtient l(ref1) = 588,9950 nm et l(ref2) = 589,5924 nm. A l’aide de logiciel, on peut convertir ces spectres en une courbe donnant l’intensité lumineuse en fonction de la longueur d’onde. On obtient par exemple pour le premier spectre à t = 0 j vers 589 nm : Pic 2 Pic 1 • Décrire ce spectre. On a obtenu, pour chacun des spectres, une courbe similaire. Problématique : Quelle est la nature de l’astre gravitant autour de l’étoile HD 75767 ? A l’aide de la page html : « Analyse des spectres HD75767.htm » se trouvant dans le répertoire « Analyse de spectres de l’étoile HD 75767 » (suivre le « chemin habituel : …\documents classe TS\physique\onde\ … »), compléter le tableau ci-dessous : t en jours lpic1 (nm) lpic2 (nm) 0 0,974505 1,969681 2,944838 3,970746 4,886585 5,924292 6,963536 7,978645 8,973648 9,997550 Attention à l’étalonnage des courbes (à faire qu’une seule fois). A l’aide de Regressi, calculer vrad1 et vrad2 pour chacun des pics. En faire une moyenne vrad puis afficher la courbe vrad = f(t). t lpic1 lpic2 Dp1 Dp2 vrad1 vrad2 vrad j nm nm m m m.sª¹ m.sª¹ m.sª¹ 0 589,04108 589,63531 4,61E-11 4,29E-11 23468,6518 21832,1389 22650,3954 0,974505 589,04907 589,65041 5,41E-11 5,80E-11 27537,604 29514,098 28525,851 1,969681 589,04907 589,6433 5,41E-11 5,09E-11 27537,604 25897,0127 26717,3083 2,944838 589,02953 589,6282 3,45E-11 3,58E-11 17586,5546 18214,8683 17900,7115 3,970746 589,00022 589,60333 5,22E-12 1,09E-11 2658,74264 5561,36615 4110,05439 4,886585 588,98157 589,57935 -1,34E-11 -1,31E-11 -6840,62152 -6640,32755 -6740,47453 5,924292 588,9638 589,55981 -3,12E-11 -3,26E-11 -15892,318 -16583,5592 -16237,9386 6,963536 588,96203 589,56158 -3,30E-11 -3,08E-11 -16793,9519 -15682,8401 -16238,396 7,978645 588,97535 589,57846 -1,97E-11 -1,39E-11 -10008,9078 -7093,20351 -8551,05567 8,973648 589,00555 589,60333 1,05E-11 1,09E-11 5373,4638 5561,36615 5467,41497 9,99755 589,03131 589,63087 3,63E-11 3,85E-11 18493,0747 19573,2628 19033,1688 vrad (km.s-1) 25 20 15 10 5 2 4 6 -5 -10 -15 vrad(tj)=v0+vmax*cos(2*pi*t/T+b) 8 10 tj (j) Document 4 : Les étoiles ont une masse comprise entre environ 0,08 et 300 fois la masse du Soleil (M(Soleil) 2.1030 kg). En dessous de la masse minimale, l’échauffement généré par la contraction gravitationnelle est insuffisant pour démarrer le cycle de réactions nucléaires : l’astre ainsi formé est une naine brune ou une planète géante. Pour déterminer la masse (calcul avec des approximations) de l’astre gravitant autours d’une étoile, on peut utiliser la relation suivante : m = vmax .(T.M(étoile)²/2pG)1/3 où G est la constante gravitationnelle G = 6,67.10-11 SI. Pour HD75767, sa masse est quasiment égale à celle du Soleil. Quelle est la nature de l’astre gravitant autour de l’étoile HD 75767 ?
