Méthode des vitesses radiales
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2008-05-20T17:55:22Z
GillesC
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Correction d'homonymie vers [[Observatoire]]
[[Image:Orbit3.gif|thumb|200px|Diagramme montrant l'influence d'un petit objet (comme une [[planète]]) orbitant autour d'un autre, beaucoup plus massif (comme une [[étoile]]). Le petit corps produit en effet des changement de vélocité sur le plus grand, de telle sorte que les deux objet semblent graviter autour d'un [[barycentre (physique)|barycentre]] commun (croix rouge).]]La '''méthode des vitesses radiales''' (également appelée la '''spectroscopie Doppler''') est une méthode [[spectroscopie|spectroscopique]] utilisée dans la recherche d'[[exoplanète]]s. Elle implique l'observation de l'[[effet Doppler-Fizeau]] dans le [[spectre]] de l'[[étoile]] autour de la quelle ladite planète [[orbite]].
Il est extrêmement difficile d'observer une planète extrasolaire directement parce qu'elle sont très faibles à des distances interstellaires. D'ailleurs, les premières observations directes remontent seulement à [[2004]] et [[2005]]. Par conséquent, la majorité des exoplanètes sont détectées en utilisant des méthodes indirectes, telle la spectroscopie Doppler. Presque toutes les planètes extrasolaires connues à ce jour ont été découvertes grâce à cette méthode.
==Historique==
[[Otto Struve]] proposa en [[1952]] d'utiliser de puissant [[spectromètre]]s pour détecter des planètes lointaines. Il décrivit comment une planète géante, comme [[Jupiter (planète)|Jupiter]] pouvait provoquer de légères oscillations auprès de son étoile, comme deux [[objet céleste|objets célestes]] gravitant autour d'un [[barycentre (physique)|barycentre]] commun<ref>{{en}} [[Otto Struve]], « [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1952Obs....72..199S&db_key=AST&page_ind=0&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES Proposal for a project of high-precision stellar radial velocity work] » ''[[The Observatory]]'' 72 (1952), pages 199-200.</ref>. Il prédit que la lumière émise par l'étoile subirait de petits changements dus à l'effet Doppler, eux-mêmes causés par des variations périodiques de la [[vitesse radiale]] de l'étoile. Ces variations seraient détectable par un spectromètre très sensible, et se traduiraient comme une alternance de [[redshift]]s et de [[blueshift]]s très légers sur la lumière de l'étoile. Cependant, les instruments de l'époque ne pouvaient mesurer la vitesse radiale d'un objet qu'avec une marge d'erreur de 1000 [[m/s]] ou plus, ce qui les rendaient inutiles dans la détection de nouvelles planètes<ref name="A">{{en}} [[David Darling]], {{Guillemets|[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/radialvelmeth.html Radial velocity method]}} ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Space Flight'', 27 avril 2007.</ref>. Les changements de vitesse radiale attendus sont en très petit - Jupiter cause au [[Soleil]] un changement de 13 m/s sur une période de 12 ans, et la [[Terre (planète)|Terre]] une changement de 0,1 m/s sur une période de 1 an - ce qui implique des observations à long terme avec des instruments de très haute [[résolution]]<ref name="A"/>.
Les progrès des technologies de spectromètrie et d'observation effectués durant les [[années 1980|années 80]] et [[années 1990|90]] ont abouti à des instruments capable de tels recherches. La première [[exoplanète]] jamais découverte, [[51 Pegasi b]], fut détectée en Octobre [[1995]] en utilisant la spectroscopie Doppler<ref name="B">{{en}}[[R. Paul Butler|R. P. Butler]], et al. <!--R. P. Butler, J. T. Wright, G. W. Marcy, D. A Fischer, S. S. Vogt, C. G. Tinney, H. R. A. Jones, B. D. Carter, J. A. Johnson, C. McCarthy, A. J. Penny,--> {{Guillemets|[http://exoplanets.org/cne.pdf Catalog of Nearby Exoplanets]}}{{pdf}} ''[[Astrophysical Journal]]'', Vol. 646 (2006) : pages 2-3, 25-33. </ref>. Depuis, plus de 200 planètes extrasolaires ont été identifiées, et la plupart grâce des programmes de recherches basés au [[Observatoire W.M. Keck|Keck]], au [[Observatoire Lick|Lick]] et à d'autres [[Observatoire astronomique|observatoire]]s Anglo-Australiens, ainsi que des équipes basées au ''[[Geneva Extrasolar Planet Search]]'', en utilisant la méthodes des vitesses radiales<ref name="B"/>.
==Méthode==
Une série d'observations sont effectuées sur le [[spectre]] de la lumière émise par l'étoile. Des variations dans ce spectre peuvent être détectée, lorsque la [[longueur d'onde]] de certaines [[raie d'absorption|raies d'absorption spectrales]] augmente et diminue de façon régulière sur un intervalle de temps donné. Ces variations peuvent être révélatrices de changements dans la [[vitesse radiale]], celle-ci pouvant être altérée par la présence d'une planète en orbite autour de l'étoile, causant l'[[effet Doppler-Fizeau]] sur la lumière émise par l'étoile.
Si une planète extrasolaire est détectée, sa [[masse]] peut être déterminée à partir des changements de vitesse radiale de son étoile. Un graphique de la vitesse radiale, mesurée par rapport au temps donnera une [[courbe]] caractéristique ([[sinus (mathématiques)|courbe sinusoïdale]] dans le cas d'une [[excentricité orbitale|orbite circulaire]]), et l'amplitude de la courbe permettra de calculer la masse de la planète.
===Exemple===
[[Image:Doppler Shift vs Time.png|frame]]Le graphique à droite illustre la courbe sinusoïdale créée en utilisant la spectroscopie Doppler pour observer une étoile imaginaire autour de laquelle graviterait une planète sur une orbite circulaire. Des observations sur une étoile réelle engendrerait une graphe similaire, bien que l'[[excentricité orbitale]] déformerait la courbe et compliquerait les calculs ci-dessous.
La vitesse de l'étoile théorique montre une variation périodique de ± 1 [[m/s]], suggérant une masse qui est en orbite autour d'elle.E n utilisant la [[lois de Kepler|troisième loi de Kepler]], la période observée de l'orbite de la planète autour de l'étoile (correspondant à la période à laquelle le spectre de l'étoile se modifie) peut être utilisée afin de déterminer la distance séparant la planète de l'étoile. Ceci peut se faire grâce à l'[[équation]] suivante :
:<math>r^3=\frac{GM_{\acute{e}toile}}{4\pi^2}P_{\acute{e}toile}^2</math>
où
*<math>r</math> est la distance séparant la planète de l'étoile,
*<math>G</math> est la [[constante gravitationnelle]],
*<math>M_{etoile}</math> est la masse de l'étoile,
*<math>P_{etoile}</math> est la période citée plus haute.
Ayant à présent déterminé ''r'', la vélocité de la planète autour de l'étoile peut être calculée en utilisant la [[lois de Newton|loi de Newton]] sur la [[gravitation]] :
:<math>V_{Pl}=\sqrt{GM_{\acute{e}toile}/r}</math>
où <math>V_{Pl}</math> est la vélocité de la planète.
La masse de la planète peut alors être calculée à partir de sa vélocité :
:<math>M_{Pl}=\frac{M_{\acute{e}toile}V_{\acute{e}toile}}{V_{Pl}}</math>
où <math>V_{etoile}</math> est la vélocité observée de l'étoile principale. La vélocité Doppler observée, <math>K = V_{etoile}\sin(i)</math>, où ''i'' est l'[[inclinaison]] de l'orbite de la planète par rapport à la ligne de visée.
Ainsi, en supposant qu'on ait une valeur pour l'inclinaison de la planète et pour la masse de l'étoile, les changements dans la vitesse radiale de l'étoile peuvent être utilisée pour calculer la masse d'une exoplanète.
==Problèmes==
Le problème majeur inhérent à la méthode est qu'il mesure uniquement le mouvement de l'étoile sur la ligne de mire, et dépend donc de l'inclinaison de l'orbite de la planète ; dans le cas ou celle-ci est inconnue, il devient plus difficile de déterminer exactement la masse de la planète. Si le [[plan orbital]] de la planète se situe bel et bien alignée avec la ligne de mire de l'[[observateur]], les variations de la vitesse radiale mesurées correspondent alors à la vraie valeur. Dans le cas contraire, lorsque le plan orbital et la ligne de mire ne sont pas alignés, l'effet que la planète a sur l'étoile sera en réalité plus grand que ce qui a été mesuré à travers les changements de vitesse radiale de l'étoile. Par conséquent, la vraie masse de la planète sera plus grande que prévue.
Afin de corriger cet inconvénient, et déterminer par la même occasion la vrai masse de l'exoplanète, les mesures de vitesse radiale doivent être combinées avec des mesures [[astrométrie|astrométrique]]s. Celle-ci suivront le [[mouvement propre]] de la planète dans le plan du ciel, qui est perpendiculaire à la ligne de visée. Ces mesures astrométriques permettent aux chercheurs de vérifier si des objets qui semblent être des planètes de masse élevée ne sont pas plutôt des [[naine brune|naines brunes]]<ref name="A"/>.
Un autre problème est que l'enveloppe de [[gaz]] peut se dilater et se contracter (de manière périodique dans certains cas), et certaines étoiles sont [[étoile variable|variable]]s. La spectroscopie Doppler ne convient pas pour trouver des planètes autour de ce type d'étoile, parce que de tels changements dans le spectre de l'étoile peuvent masquer le petit effet causé par la planète.
Cette méthode est la meilleure pour détecter des objets très massifs orbitant près de leur étoile, appelés [[Jupiter chaud|Jupiters chauds]], qui ont un fort effet gravitationnel sur l'étoile et causent donc de grand changements dans sa vitesse radiale. L'observation de nombreuses raies spectrales et de nombreuses périodes orbitale permet d'augmenter le [[rapport signal sur bruit]] des observations, ce qui amplifie les changements causés par une planète plus petite ou plus lointaine ; mais la détection de [[planète tellurique|planètes telluriques]] similaires à la [[Terre (planète)|Terre]] reste impossible avec les instruments actuels.
==Notes et références==
{{Traduction/Référence|en|Doppler spectroscopy}}.
<references />
==Voir aussi==
===Articles connexes===
* [[Effet Doppler-Fizeau]]
* [[Vitesse radiale]]
* [[Exoplanète]]
===Liens externes===
* [http://www.astrosurf.com/nicoastro/temp/projet_info/vradiale.htm Informations supplémentaires]
{{portail astronomie}}
[[Catégorie:Astrométrie]]
[[en:Doppler spectroscopy]]