Une étonnante planète….

EFFET
1. Qu'est ce que l'effet Doppler ?
Explication du phénomène
Voir animation
V onde = λ x f = constante
V onde = λ x f = constante
2 . Mesures
Mesure d’une vitesse
Fichier audio
f ‘approche = 292 Hz
f ‘’ éloignement = 253 Hz
V taxi = 340 x (292 -253)/ ( 292 +
253) = 24 m/s
= 24 X 3,6 = 87 km/h !!!!!!
Autre exemple AIR BUS A 320
Extrait audio
Analyse avec audacity
Exercice 21 et 27 PAGE 81
3. effet doppler fizeau
L’effet Doppler
sur les spectres des étoiles
blueshift
redshift
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.
.
3. effet doppler fizeau
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.
On utilise les raies du sodium dans le spectre d'absorption de l'étoile
En laboratoire : 1 = 5889,95 Å et 2 = 5895,924 Å ( 1 Angstrom = 10-10 m soit 0,1 nm)
vrad 


c
2 cm ………..(5889 – 5887 ) = 2 Å
9 , 3 cm ………… 9,3 x1= 9, Å
2 cm ………..(5889 – 5887 ) = 2 Å
9 , 3 cm ………… 9,3 x 1 = 9, 3 Å
vrad 


Donc λ 2 = 5887 + 9,3 = 5896,3 Å
Δλ = (5896,3 -5895,924 ) = 0,376 Å =
0,0376 nm
c
V rad = ( 0, 376 .1O -10 X 3. 10 8 ) / 5896,3. 1O -10
=1,9 .10 4 m /s
On utilise les raies du sodium dans le spectre d'absorption de l'étoile
En laboratoire : 1 = 5889,95 Å et 2 = 5895,924 Å ( 1 Angstrom = 10-10 m soit 0,1 nm)
Application plusieurs mesures
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
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 (ref1) = 588,9950 nm et (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
•.
On mesure les longueurs d ’onde s :
t en jours
pic1 (nm)
pic2 (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)
Découverte de la première
planète extra-solaire en Novembre 1995
autour de l’étoile 51 Peg
Télescope de 1,93m
de l’Observatoire de
Haute Provence
51 Peg b
Spectrographe
Elodie
Précision de
l’ordre de 30 km/h
Michel Mayor et Didier Queloz
Variations périodiques des Vitesses
Radiales de 51 Peg
Le spectre de 51 Peg
Une étonnante planète….
• Une très grande surprise lors de la
découverte de la première planète
extra-solaire 51 Peg b fut sa période,
de 4.2 jours.
Une étonnante planète….
3ème loi de Képler :
« Le carré de la période de révolution d’une planète
est proportionnel au cube du demi grand-axe de son
orbite. »
Ce qui signifie que, si l’on connaît la période d’une
planète, on peut connaître sa distance à l’étoile.
Or, une période de 4,2 jours implique une distance à
l’étoile de :
0,052 Unité Astronomique,
soit une distance environ 20 fois plus petite que la
distance Terre-Soleil
Une étonnante planète….
La masse de la planète 51 Peg b est égale à
0.468 MJupiter.
Ce qui signifie qu’il s’agit d’une planète géante.
Or, les scénarios de formation que nous
connaissions impliquaient que les planètes
géantes ne peuvent se former que très loin de
leur étoile.
C’est une des plus grosses surprises que nous a
apportées la découverte de 51 Peg b.
septembre 2008
Ensemble des catalogues : 309 planètes
Dont essentiellement
Exoplanètes détectées par vitesses
radiales:
249 systèmes planétaires
292 Planètes
29 systèmes planétaires multiples
Autre méthode de détections
Représentation d’un transit planétaire
Ce que nous apprennent les transits
Les transits représentent un outil très puissant pour la
connaissance de la planète
On peut déterminer :
- La période orbitale de la planète et donc sa distance à l’étoile
- Le rayon de la planète et donc sa taille
- Sa masse (si on connaît la vitesse radiale)
- L’albedo (pouvoir réfléchissant)
- La trajectoire
Avec l’étude spectroscopique des transits :
- le sens de rotation de l’étoile par rapport à la trajectoire de la
planète
- La composition de l’atmosphère de la planète, et d’autres
caractéristiques physiques.
Les premiers transits observés d’une
exoplanète : HD 209458b
4.Applications
LE RADAR.
Le mot radar est un acronyme (sigle prononce comme un mot normal)
dont les lettres signifient : Radio Detection And Ranging qui peut se
traduire par "détection et estimation de la distance par ondes radio ".
Les longueurs d'onde utilisées sont celles des bandes K ou Ka (Les désignations
des différentes bandes proviennent des codes utilises durant la seconde guerre
mondiale).
K (18 – 27 GHz) pour les radars routiers manuels (24,150 GHz ± 0,1 GHz)
Ka (27 – 40 GHz) pour les radars routiers automatises (34,3 GHz ± 0,1 GHz)
EXERCICE LABOLYCEE
Bac S 2013 Polynésie http://labolycee.org EXERCICE II : EFFET DOPPLER ET
ASTROPHYSIQUE