TD : détection d astre gravitant autour d étoile.

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1 TD : détection d astre gravitant autour d étoile.

2 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..

3 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.

4 PRINCIPE DE LA MESURE

5 . 3. effet doppler fizeau

6 L étoile étudiée HD : 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)

7 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

8 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) 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.

9 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 1 Pic 2.

10 PRINCIPE DES MESURES DE longueur d onde

11 On utilise les raies du sodium dans le spectre d'absorption de l'étoile En laboratoire : l 1 = 5889,95 Å et l 2 = 5895,924 Å ( 1 Angstrom = m soit 0,1 nm) vrad l c l 2 cm..( ) = 2 Å 9, 3 cm 9,3 x1= 9, Å

12 2 cm..( ) = 2 Å 9, 3 cm 9,3 x 1 = 9, 3 Å Donc λ 2 = ,3 = 5896,3 Å vrad l c l Δλ = (5896,3-5895,924 ) = 0,376 Å = 0,0376 nm V rad = ( 0, 376.1O -10 X ) / 5896,3. 1O -10 =1, m /s On utilise les raies du sodium dans le spectre d'absorption de l'étoile En laboratoire : l 1 = 5889,95 Å et l 2 = 5895,924 Å ( 1 Angstrom = m soit 0,1 nm)

13 A l aide de Regressi, calculer vrad1. 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, , ,61E-11 4,29E , , ,3954 0, , , ,41E-11 5,80E , , ,851 1, , ,6433 5,41E-11 5,09E , , ,3083 2, , ,6282 3,45E-11 3,58E , , ,7115 3, , , ,22E-12 1,09E , , , , , , ,34E-11-1,31E , , , , , , ,12E-11-3,26E , , ,9386 6, , , ,30E-11-3,08E , , ,396 7, , , ,97E-11-1,39E , , , , , , ,05E-11 1,09E , , , , , , ,63E-11 3,85E , , ,1688

14 3.1 Détermination de la vitesse radiale V E par effet Doppler-Fizeau En utilisant la première raie (λ 1 ) On nomme la vitesse d éloignement du centre d inertie C, V c du système étoile planète V la vitesse de l étoile par rapport au centre d inertie ;Compléter le schéma ci contre avec les vecteurs vitesses ; La vitesse radiale de l étoile par rapport à la terre est ;;;;;;;;;;;;; En quel point de la trajectoire cette vitesse est elle maximale, minimale?

15 En quel point de la trajectoire la vitesse du centre d inertie Vc est -elle égale a la vitesse radiale Vr

16 De la modélisation on obtient : V C = 5.9 km/s V = 23.2 km/s avec une précision de 4.4% vrad (km.s - 1 ) tj (j) vrad(tj)=v0+vmax*cos(2*pi*t/t+b)

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19 LIMITES DE LA METHODE

20 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

21 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.

22 Découverte de la première planète extra-solaire en Novembre 1995 autour de l étoile 51 Peg

23 Télescope de 1,93m de l Observatoire de Haute Provence

24 51 Peg b Spectrographe Elodie Précision de l ordre de 30 km/h Michel Mayor et Didier Queloz

25 Variations périodiques des Vitesses Radiales de 51 Peg

26 Le spectre de 51 Peg

27 Une étonnante planète. La masse de la planète 51 Peg b est égale à M Jupiter. 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.

28 septembre 2015 Exoplanètes confirmées EPE 1 : 1934 NEA 3 : 1877 (nasa)

29 Autre méthode de détections

30 Représentation d un transit planétaire

31 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.

32 Les premiers transits observés d une exoplanète : HD b

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