Discuter:Exoplanète

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• euh, c'est quoi, ce paragraphe sur les supposes premices de detection avant 1995 ?

AlainC 20 septembre 2005 à 22:39 (CEST)

J'aimerais savoir quelles sont les sources qui vous permettent d'affirmer que des détections indirectes d'exoplanètes ont été possibles avant 1995. Car selon mes recherches, avant cette date aucune détection n'a été effectuée.
Polar Bear 20 octobre 2005 à 16:57 (CEST)

J'avais aussi été surpris, mais je n'avais pas fait de recherche sur ce point. Si cette section est contestée, je pense qu'il faut la mettre en commentaire. Vous êtes d'accord? Sanao 20 octobre 2005 à 18:26 (CEST)

Bah finalement c'est déjà fait. Sanao 20 octobre 2005 à 18:29 (CEST)

Content d'avoir eu un avis extérieur. Et merci pour la photo : la recherche d'image c'est pas vraiment mon truc. Polar Bear 21 octobre 2005 à 10:31 (CEST)

Sommaire 1 Lien externe mort 2 Sur l'inventaire 3 Recup 3.1 La détection par vitesse radiale 4 Ajout d'une section dans l'article

[modifier] Lien externe mort

Bonjour,

Pendant plusieurs vérifications automatiques, un lien était indisponible. Merci de vérifier si il est bien indisponible et de le remplacer par une version archivée par Internet Archive si c'est le cas. Vous pouvez avoir plus d'informations sur la manière de faire ceci ici. Les erreurs rapportées sont :

• http://www.hardyart.demon.co.uk/html/p-extra1.html
  • Dans Exoplanète, le Fri Jan 27 00:55:20 2006, 404 Not Found
  • Dans Exoplanète, le Tue Jan 31 00:35:32 2006, 404 Not Found

▪ Eskimbot ☼ 31 janvier 2006 à 02:27 (CET)

[modifier] Sur l'inventaire

La source française de l'inventaire est le site du PGJ généralement très bien renseigné, mais qui en ce demaine n'indique pas sa propre source [1]

Le wiki américain sur cette page :[2] propose d'autres chiffres :

There are 211 planets listed — 205 orbiting fusing stars (48 in multiple planet systems, and 157 in single planet systems), 4 orbiting pulsars, 1 orbiting a brown dwarf, and 1 free floating. (version du 16/11/06)

Estonius 16 novembre 2006 à 09:49 (CET)

Le site de l'Observatoire de Paris fait également autorité il semblerait : http://exoplanet.eu/

La dernière mise à jour remonte au 15 novembre 2006 (hier). Sanao 16 novembre 2006 à 10:03 (CET)

bien vu ! j'écris un mail au PGJ avant de rectifier l'inventaire pour connaître la raison de ces différences ! Estonius 16 novembre 2006 à 17:32 (CET)

Réponse reçue ! Désormais PGJ s'allignera sur le site de J. Schneider de l'observatoire de Paris. Son site vient d'être rectifié et je corrige l'inventaire en conséquence. Estonius 16 novembre 2006 à 20:37 (CET)

[modifier] Recup

J'ai récup des info sur un aticle au nom non conforme Exoplanète : la méthode par vitesses radiales que j'ai placé ici. Ne sachant pas faire le tri, je ne le pose tel quel. Vincnet G 16 mars 2007 à 13:22 (CET)

Très intéressante section. Mais en attendant je l'ai mise sur la page de discussion le temps de la retravailler et de la rendre présentable. La déplacer ici permet notamment de garder une certaine structure à l'article Exoplanète et de ne pas en faire un brouillon.

Je pense notamment que cette section est un développement trop détaillé et devrait faire l'objet d'un article spécifique comme Wikipédia anglophone en:Methods of detecting extrasolar planets.

Je vais tâcher de travailler dessus ce soir. Sanao 16 mars 2007 à 13:49 (CET)

[modifier] La détection par vitesse radiale

La méthode de détection par transit fournit de nombreuses informations sur l’exoplanète observée. Cependant, sa mise en œuvre présente des difficultés importantes. La détection par vitesse radiale est plus compliquée et fournit des données moins précises mais permet de détecter plus de planètes.

1° En laboratoire A. Expérimentation : mise en évidence de l’effet Doppler a) Montage.

On dispose d’une cuve à ondes : un petit bassin au fond transparent est posé sur un mécanisme de miroirs qui permettent une meilleure observation du phénomène physique qui se produit à la surface de l’eau. On utilise de l’air amené par un fin tuyau (déplaçable sur un rail) dont une extrémité est immergée pour créer des perturbations à la surface de l’eau du bassin. b) Observations et conclusions. Si le tuyau est fixe, on observe des ondes concentriques centrées sur le tuyau.

Ici le rail ne se déplace pas, les ondes se déplacent à distances égales.

Si on déplace rapidement le tuyau d’un côté ou de l’autre les ondes s’écrasent d’un côté et s’écartent de l’autre. On reproduit ainsi l’effet Doppler avec des ondes « aquatiques ».

On déplace le rail vers la gauche. Les ondes s’écrasent à gauche et s’écartent à droite.

2° La méthode par vitesse radiale appliqué à une planète :

La méthode de détection par les vitesses radiales est pour le moment la méthode ayant permis de découvrir la majorité des planètes extrasolaires que nous connaissons. Afin de découvrir des planètes situées à 1 UA*, et de la taille de la Terre, il faut une très grande précision des instruments. Précision que nous n’avons pas encore. C’est pourquoi nous avons découvert un nouveau type de planète : les « Jupiters Chauds* », dont nous n’imaginions pas l’existence. Ces « Jupiters Chauds » sont des planètes dont la masse s’apparente à celle de Jupiter (la planète la plus massive du Système Solaire) mais qui se situent très près de leur étoile, ayant ainsi une orbite courte. Pourquoi est-il plus difficile de détecter une exoterre* qu’un Jupiter chaud ?

A. Le mouvement de l’étoile

La détection par les vitesses radiales permet de mettre en évidence une planète par les mouvements de son étoile. Lorsque le spectre de l’étoile se décale tantôt vers le rouge, tantôt vers le bleu, cela trahit en effet la révolution d’une planète autour de cette étoile. Ces différents décalages du spectre de l’étoile sont la conséquence directe du mouvement de cette étoile par application de l’effet Doppler. Lorsque le spectre* de l’étoile se décale vers le bleu, cela indique que l’étoile se rapproche de l’observateur. Par contre, si le spectre se décale vers le rouge, nous pouvons en déduire que l’étoile s’éloigne de l’observateur.

Ces différents mouvements de l’étoile ont pour cause la force que la planète exerce sur son étoile. En effet, d’après la troisième loi de Newton, si un système A exerce une force sur un système B, alors, au même moment, le système B exerce une force sur le système A. Ces deux forces sont de même direction, de même valeur mais de sens opposés. Cette loi nous indique donc que la planète exerce également une force sur l’étoile.

FP/E est la force exercée par la planète sur l’étoile ; FP/E = = FE/P FE/P est la force exercée par l’étoile sur la planète ; mE et mP les masses de l’étoile et de la planète ; d est la distance entre l’étoile et la planète ; G est la constante de gravitation universelle.

Selon cette équation, la masse ainsi que la distance ont une grande incidence sur le mouvement de l’étoile, et donc sur la performance de la méthode de détection par vitesses radiales. Ainsi, une planète de trois masses joviennes* située à 0.5 UA de son étoile exerce une force beaucoup plus importante que la Terre sur le Soleil. (En supposant que le Soleil et cette étoile ont la même masse.) B. Le barycentre

Du fait de la présence d’une exoplanète autour de l’étoile, il y a modification du barycentre du système {planète-étoile}. Ce barycentre se situe plus ou moins loin de l’étoile. La planète ne tourne donc pas autour de son étoile, mais autour du centre de gravité du système. De même que l’étoile n’est pas immobile, mais en mouvement autour de ce même centre de gravité.

Nous remarquons que le barycentre du système {Terre-Soleil} se situe seulement à 449,3 Km du centre du Soleil, soit à l’intérieur du Soleil. Ceci nous montre qu’une planète de masse terrestre est beaucoup plus difficile à détecter qu’une planète de la masse de Jupiter. Le mouvement du Soleil autour du barycentre du système {Terre-Soleil} est plus faible que le mouvement du Soleil autour du barycentre du système {Jupiter-Soleil}. Le mouvement de l’étoile est d’autant plus faible que la planète est peu massique. Mais ce mouvement, bien qu’extrêmement faible lorsque l’on s’intéresse au système {Terre-Soleil}, reste détectable si l’on imagine des instruments d’une grande précision. Il serait donc tout à fait possible de découvrir dans quelques années des planètes de type terrestre grâce aux vitesses radiales. Ce qui nous laisse penser que des extraterrestres seraient capables de détecter notre planète par cette méthode.

C .Obtenir les caractéristiques de la planète grâce au spectre de l’étoile

Courbe de 51 Pegasus : première exoplanète détectée.

Courbe des variations de la vitesse radiale d’une étoile en fonction du temps

Calcul de la vitesse radiale :

En analysant le décalage des longueurs d’onde des raies spectrales d’une étoile, nous pouvons mesurer d’une manière précise la vitesse radiale de l’étoile. La précision dépend du nombre de raies spectrales observées.

La vitesse radiale d’une étoile correspond à la vitesse réelle de celle-ci, projetée sur la ligne de visée, par rapport à l’observateur. Il faut ainsi ne pas prendre en compte les mouvements de la planète sur laquelle se situe l’observateur, ceci afin de ne garder que la vitesse de l’étoile.

Nous pouvons calculer cette vitesse radiale à partir du spectre de l’étoile par la formule de l’effet Doppler :

λobservé : longueur d’onde observée du spectre de l’étoile. λlabo : longueur d’onde calculée du spectre de l’étoile. c : célérité de la lumière*. Vradiale : vitesse radiale de l’étoile.

On mesure donc le décalage des raies spectrales par rapport à leur position nominale, mesurées en laboratoire.

Les données fournies par le spectre de l’étoile nous permettent donc de calculer la vitesse radiale de l’étoile. En observant les variations de vitesses sur une période assez longue, on peut en déduire la période de la planète autour de l’étoile, la distance planète-étoile, la masse de la planète et enfin l’excentricité de son orbite.

Période de révolution et distance de la planète observée à l’étoile :

Comme nous pouvons le voir sur la courbe de 51 Peg, la vitesse de l’étoile varie périodiquement lorsqu’une exoplanète orbite autour de celle-ci.

La période de variation de la vitesse de l’étoile est la même que la période de révolution de la planète autour de son étoile.

Cette période de révolution permet de déduire la distance à laquelle se trouve la planète de son étoile. En effet, plus la période de révolution de la planète est courte, moins la planète est distante de son étoile. De plus, pour pouvoir connaître précisément la distance de la planète à son étoile, il suffit d’appliquer la loi des périodes de Kepler (la 3ème loi de Kepler).

Me : masse de l’étoile. PE : distance entre l’étoile et la planète. T : période de la planète G : constante de gravitation universelle

Grâce à la courbe nous connaissons T. Il ne nous reste donc plus qu’à remplacer les lettres de la formule par les valeurs pour obtenir la distance Planète-Etoile.

Masse de la planète observée :

La vitesse radiale moyenne (Vm) de l’étoile est calculable facilement à partir de la courbe. Avec Vm = On admet que, = D’après le calcul du barycentre, on a la formule suivante :

Car la masse de la planète est négligeable par rapport à la masse de l’étoile.

Me : masse de l’étoile. Mp : masse de la planète BE : distance entre le barycentre et le centre de l’étoile. EP : distance entre l’étoile et la planète. T : période de l’étoile.

Mais avec la méthode des vitesses radiales on ne mesure qu’une vitesse projetée, et l’angle de projection est a priori inconnu, on ne détermine qu’une limite inférieure à la masse de la planète (on détermine Mp sin i, i étant l’angle entre l’axe de rotation et la ligne de visée). Pour un système de type {Soleil-Jupiter}, l’amplitude de variation de la vitesse serait de 25 m/s. Pour un système {Soleil-Terre}, elle ne serait de que de 20 cm/s... Etant donné, la précision des spectrographes actuels, cette méthode n’est applicable qu’à la détection de planètes massives.

Excentricité de l’orbite :

Enfin, la forme des variations de vitesse permet d’estimer l’excentricité* de l’orbite de la planète. Lorsque l’orbite de la planète est circulaire, la courbe a une forme sinusoïdale. Plus l’excentricité de l’orbite est grande, plus la sinusoïde est déformée.

[modifier] Ajout d'une section dans l'article

Bonjour, j'ai remarqué qu'il existait une section parlant des exoplanètes remarquables. Mais je pense que l'on pourrait ajouter une section traitant des différents types d'exoplanètes : par exemple les Jupiter chaudes etc. Elle permettrait d'en détailler les caractéristiques, et de dire si leur existence est théorique ou avérée. Dites ce que vous en pensez.

Surt_Fafnir dimanche 9 mars 2008 à 17 h 20

Les anglais ont en:Appearance of extrasolar planets. Noritaka666 (d) 22 mars 2008 à 05:14 (CET)

Justement on pourrait créer l'article francophone équivalent. Surt_Fafnir samedi 22 mars 2008 à 16:15

N'hésitez pas, comme dirait l'autre ^^ Noritaka666 (d) 23 mars 2008 à 04:45 (CET)

Très bien alors je m'y mets au plus vite Surt_Fafnir 23 mars 2008 à 20:42