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TP7 La physique du redshift
CORRECTION
ANALYSER :
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1. Quelle est l’origine des raies noires visibles sur le spectre solaire ?
Les étoiles sont constituées de gaz très chauds. La température de ces gaz décroît du centre vers la
surface de l'étoile. Les régions internes de l'étoile émettent donc une lumière d'origine thermique dont
le spectre est continu. Lorsque cette lumière traverse l'enveloppe externe de l'étoile, certaines
radiations sont absorbées par les gaz les plus froids. Le spectre d'une étoile se présente donc comme un
spectre continu comportant de nombreuses raies noires (raie d'absorption)
2. En utilisant vos connaissances sur l’effet Doppler sonore, justifier que l’étoile s’éloigne ou se
rapproche de la Terre.
L’observation des deux spectres du document 3 (spectre inférieur du Soleil et spectre supérieur de
l’étoile HD271182), on observe un décalage en longueur d’onde : les longueurs d’onde des deux raies
noires étudiées sont plus grandes dans le spectre de l’étoile.
Le déplacement de l’étoile produit donc une augmentation de la longueur d’onde perçue par rapport au
cas où l’étoile serait immobile (comme on peut raisonnablement en faire l’hypothèse pour le Soleil).
Nos connaissances sur l’effet Doppler sonore nous apprennent que la fréquence perçue est supérieure à
la fréquence émise lorsque la source se rapproche et inférieure lorsque la source s’éloigne.
La longueur d'onde et la fréquence sont inversement proportionnelles puisque liées par
.
On en déduit donc que si la longueur d’onde augmente alors la fréquence diminue.
En conclusion, l’étoile HD271182 s’éloigne
de nous puisque les fréquences perçues des raies de son
spectre sont inférieures aux fréquences émises.
3.
Élaborer un protocole permettant de déterminer la vitesse radiale de l’étoile (travailler sur deux
valeurs pour une analyse plus précise).
D’après le document 2, la vitesse radiale vérifie la relation
λ0
donc r
v c
= ×
Nous allons utiliser le logiciel
Regavi
et son module
Lecture d’intensité lumineuse
pour étudier l’image
des spectres du Soleil et de l’étoile HD271182 :
→
On réalise l’étalonnage de l’image entre les graduations 438 nm et 440 nm.
→
On place l’axe le long duquel on veut mesurer l'intensité lumineuse sur le spectre du Soleil (faire
attention au positionnement de l’origine), on bascule vers Regressi (on peut créer une variable de
changement d’origine
λ
=
x
+ 438.10
-9
) et on mesure λ
0
.
→
On réalise les mêmes opérations sur le spectre de l’étoile HD271182 pour mesurer λ’ .
On peut caculer v
r
connaissant c, λ
0
, λ’ et
'
RÉALISER :
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4.
Déterminer la vitesse de l’étoile. Consigner vos résultats ci-dessous.
On réalise l’exploitation de l’image à l’aide du module
Lecture d’intensité lumineuse
. On place la ligne de
mesure de l’intensité successivement sur la partie inférieure du spectre (celle du Soleil) pour mesurer λ
0
pour les raies 1 et 2 puis sur la partie supérieure (celle de l’étoile HD271182) pour mesurer λ’ pour les
raies 1 et 2.
On pourra ainsi calculer deux valeurs différentes de la vitesse radiale de l’étoile. Cette double
détermination augmente la précision de notre démarche.