Détection d'exoplanètes pour le Grand Oral

[Winzer2308]

Bonjour,
Je suis actuellement en Terminale est j'ai choisi de préparer le sujet suivant pour le grand oral : Comment détecter des exoplanètes grâce à l'effet Doppler-Fizeau ?

J'ai quelques questionnements qui nécessiteraient un petit éclairement :
- On utilise le spectre caractéristique de l'étoile pour détecter les modifications de longueur d'onde en cas de rapprochement ou d'éloignement : mais comment savoir quel est le spectre de "référence" par rapport au spectre décalé vers le rouge ou vers le bleu ?
- On modélise l'évolution de la vitesse radiale en fonction du temps et si celle-ci est périodique, alors l'étoile se trouve dans un système planète-étoile : je n'ai pas vraiment compris cette notion de vitesse "radiale", de plus comment différencier la vitesse lié à la rotation de l'étoile autour du barycentre du système et la vitesse liée par exemple à la rotation de l'étoile autour du centre de la galaxie ? Egalement, est-ce que le fait que la périodicité de l'évolution de la vitesse traduise la rotation autour d'un centre de masse provient d'une loi qu'il serait utile de citer ?
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[Deedee81]

Salut,

- On utilise le spectre caractéristique de l'étoile pour détecter les modifications de longueur d'onde en cas de rapprochement ou d'éloignement : mais comment savoir quel est le spectre de "référence" par rapport au spectre décalé vers le rouge ou vers le bleu ?

Il suffit de détecter une ou plusieurs raies spectroscopiques dues à l'émission par certains atomes. Les longueurs d'onde sont extrêmement précises et il suffit de comparer à un spectre de laboratoire.

- On modélise l'évolution de la vitesse radiale en fonction du temps et si celle-ci est périodique, alors l'étoile se trouve dans un système planète-étoile : je n'ai pas vraiment compris cette notion de vitesse "radiale"

C'est la composante de la vitesse le long de la ligne de visée Terre - étoile.

, de plus comment différencier la vitesse lié à la rotation de l'étoile autour du barycentre du système et la vitesse liée par exemple à la rotation de l'étoile autour du centre de la galaxie ?

Il n'y a pas besoin de s'occuper de la vitesse dans la galaxie : ça varie extrêmement peu ou trèèèèès lentement. Tandis que la variation autour du barycentre varie assez vite (selon la période de révolution de la planète).

Egalement, est-ce que le fait que la périodicité de l'évolution de la vitesse traduise la rotation autour d'un centre de masse provient d'une loi qu'il serait utile de citer ?

Juste le fait que l'étoile et la planète tournent de concert autour de leur barycentre commun, c'est tout.

[Winzer2308]

D'accord merci beaucoup pour ces précisions !

[Gilgamesh]

Une petite illustration de la méthode par l'ESO:
https://www.youtube.com/watch?v=B-oZYm3L1JE

Ceci dit le choix des motifs spectraux pertinents n'est pas du tout trivial.

Je traduis de cet article de synthèse, pas trop technique et sur lequel tu peux t'appuyer les yeux fermés pour construire ton exposé : Radial Velocity de Christophe Lovis (Universite de Genève) et Debra A. Fischer (Yale University)

IR : infra rouge

Les mesures du décalage Doppler stellaire reposent sur la présence de motifs spectraux dans le spectre des étoiles. Étant donné que les étoiles émettent la majeure partie de leur énergie électromagnétique entre les domaines de l'UV et de l'IR moyen, et que les domaines de l'UV et de l'IR moyen ne sont pas accessibles depuis le sol, les travaux sur la vitesse radiale se sont toujours concentrés sur les lignes spectrales dans les régions du visible et de l'IR proche.

Les spectres stellaires varient considérablement entre les différentes régions du diagramme de Hertzsprung-Russell. Le paramètre physique le plus important qui contrôle leurs propriétés générales est peut-être la température effective de la photosphère stellaire.

Pour les étoiles les plus chaudes (T > 10 000 K), tous les éléments chimiques sont au moins partiellement ionisés et les niveaux d'énergie atomique donnant lieu à des transitions électroniques dans le visible et le proche IR sont dépeuplés (en d'autres termes, les opacités des raies dans ces régions spectrales deviennent négligeables). Comme le spectre est essentiellement un continuum, aucune mesure du décalage Doppler n'est possible sur ces étoiles. Ce fait est encore renforcé par le taux de rotation généralement élevé des étoiles chaudes, qui étale encore plus les raies spectrales via l'élargissement rotationnel.

Pour les étoiles les plus froides (T < 3500 K), les lignes spectrales deviennent de plus en plus denses, moins contrastées et se chevauchent en raison de la présence de bandes moléculaires complexes. D'un point de vue instrumental, la faible luminosité intrinsèque des étoiles très froides rend difficile l'obtention du rapport signal-bruit (SNR) requis pour les mesures de décalage Doppler. De plus, ces étoiles émettent la plus grande partie de leur flux dans l'IR, ce qui impose des contraintes plus exigeantes aux instruments au sol (refroidissement cryogénique, soustraction du fond, élimination des raies de l'atmosphère terrestre, etc.)

Les étoiles "moyennes" ayant des types spectraux allant de F5 à M5 sont donc les mieux adaptées à un travail précis sur les vitesses radiales. Sur la séquence principale, cela correspond à des masses comprises entre 1,5 et 0,1 M_☉, et cela représente à peu près la gamme de masses sur laquelle la technique des vitesses radiales a été capable de trouver des compagnons planétaires. Une exception à cette règle est la branche des géantes rouges et la région des amas du diagramme HR, où les étoiles plus massives passent un certain temps pendant leur évolution post-séquence principale. Elles sont alors suffisamment froides et à rotation lente pour être ciblées par les études Doppler. Les étoiles de type solaire et les naines M présentent des milliers de lignes d'absorption dans leur spectre, produites par toutes sortes d'éléments chimiques. Il est clair que l'on a besoin d'autant de raies que possible pour augmenter la précision de la vitesse radiale. Cependant, les raies stellaires fortement saturées, telles que les raies Hα de l'hydrogène, les raies H & K du calcium ou le doublet Na D, doivent être évitées pour les travaux de haute précision sur les vitesses radiales, en raison de leurs ailes très larges et de l'émission chromosphérique potentiellement variable dans leur cœur. En regardant de plus près les milliers de raies non saturées présentes dans les spectres des étoiles FGK, il apparaît clairement que les raies Fe sont de loin les plus nombreuses. Les raies Fe représentent donc la base nécessaire pour toutes les mesures précises du décalage Doppler dans ces étoiles.

[A voir en vidéo sur Futura]

[guillaume1211]

Bonjour je comptais faire mon grand oral sur le même sujet quand j'ai vu votre commentaire qui m'a déjà bien apporté. Est-il possible de m'envoyer votre développement pour m'aider un petit peu même si le mien est prêt en partie. Merci beaucoup, bonne journée