Vitesse radiale

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En astronomie, la vitesse radiale vitesse d'un objet céleste mesurée dans la direction de la ligne de visée. La lumière d'un objet possédant une vitesse radiale significative est sujette à l'effet Doppler, par conséquent la longueur d'onde de la lumière émise par cet astre augmente si l'objet s'éloigne (on parle de décalage vers le rouge) et diminue s'il se rapproche (décalage vers le bleu).

Sommaire

[modifier] Mesure de la vitesse radiale

La vitesse radiale d'une étoile ou d'un autre objet lumineux éloigné peut être mesurée précisément en prenant un spectre à haute-résolution et en comparant les longueurs d'onde mesurées de raies spectrales connues aux longueurs d'onde de ces mêmes raies mesurées en laboratoire. Par convention, une vitesse radiale positive indique que l'objet s'éloigne et une vitesse négative que l'objet se rapproche.

[modifier] Formule mathématique

En pratique, ce que l'on mesure est le décalage d'une raie spectrale. Si l'on note λ0 la longueur d'onde de la raie spectrale qui serait mesurée si l'objet était au repos et λm la longueur d'onde mesurée, la vitesse radiale vr s'écrit

v_{\rm r} = c \left(\frac{\lambda_{\rm m}}{\lambda_0} - 1\right),

où c est la vitesse de la lumière. En pratique cette formule ne vaut que pour les basses vitesses, c'est-à-dire les vitesse significativement inférieures à la vitesse de la lumière. En particulier, la notion de vitesse radiale est peu pertinente en cosmologie où l'expansion de l'univers ne doit pas être vue en terme de déplacement d'objets dans l'espace, mais en terme d'une dilatation de l'espace lui-même.

[modifier] Composante non radiale de la vitesse

La vitesse radiale ne donne pas la valeur du vecteur vitesse de l'objet, mais uniquement la composante de celui-ci sur la ligne de visée. Pour connaître les autres composantes, c'est-à-dire la composante orthogonale à la ligne de visée, il faut en général observer le mouvement propre de l'objet sur la sphère céleste, et connaître sa distance. Ces deux composantes sont souvent difficiles à déterminer, en particulier la première, en général inconnue pour des objets situés hors de notre Galaxie[1]. Pour les pulsars, il est également possible de déterminer leur vitesse orthogonale en mesurant très précisément leur accélération radiale. Cette méthode repose sur un phénomène physique très simple appelé l'effet Shklovski. Cependant, dans le cas des pulsars, c'est la vitesse radiale qui est difficile à déterminer.

[modifier] Applications

[modifier] Étoiles binaires

Pour beaucoup d'étoiles binaires, le mouvement orbital entraîne souvent des variations de vitesse radiale de plusieurs kilomètres par seconde. Comme le spectre de ces étoiles varie à cause de l'effet Doppler, elles sont appelées binaires spectroscopiques. Les études de vitesse radiale peuvent être utilisées pour contraindre les masses des étoiles ainsi certains éléments orbitaux, tels que l'excentricité, voire le demi-grand axe si les masses sont déterminées par ailleurs. La même méthode est aussi utilisée pour détecter des planètes autour d'étoiles. En pratique, connaissant la vitesse radiale et la période orbitale du système, on déduit une quantité appelée fonction de masse, dépendant de la masse des deux objets et de l'inclinaison du plan orbital du système. Dans les cas où certaines de ces quantités peuvent être déduites (par exemple dans une binaire X, une des deux masses est en général très proches de la masse de Chandrasekhar si l'objet compact du système est une étoile à neutrons ; l'inclinaison peut être estimée si l'on observe le phénomène d'éclipses — on parle alors de binaire à éclipses).

[modifier] Exoplanètes

La mesure des vitesses radiales est une des méthoes utilisées actuellement pour détecter des exoplanètes autour d'une étoile. Bien que la masse de la planète soit petite comparée à la masse de l'étoile autour de laquelle elle tourne, elle produit un mouvement faible mais mesurable de l'étoile qui se traduit par une variation de la vitesse radiale de l'étoile[2]. Ce mouvement peut par la suite être transcrit à l'aide de la fonction de masse comme une mesure d'une certaine combinaison de la masse des deux objets et de l'inclinaison de son plan orbital. Si le spectre de l'étoile est suffisamment bien mesuré, on peut à partir de son type spectral et de sa distance (si elle est connue) estimer sa masse. Connaissant la masse de l'étoile, on déduit alors la quantité Mp sin i, où Mp est la masse de la planète et sin i le sinus de l'inclinaison du système. Cela donne une estimation (en réalité une limite inférieure) à la masse de la planète.

[modifier] Voir aussi

[modifier] Références

  1. ↑ Seule la Galaxie du Triangle (M33) a la composante orthogonale de sa vitesse mesurée, par astrométrie.
  2. ↑ Le spectrographe à haute résolution HARPS permet de mesurer des vitesses radiales aussi petites que 1 cm/s