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    Methode de détection par transit

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    Cette méthode de detection par transit peut-etre etre appliquée a tous les systemes planétaires observes ?
    posté Oct 1, 2014 dans la catégorie Actualités et événements par Melle.A (120 points)


    1 Réponse

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    Transit astronomique.

    Le transit de la planète devant son étoile fait varier la luminosité de cette dernière.

    Lorsque l'inclinaison de l'orbite de la plan√®te par rapport √† l'observateur est proche de 90 degr√©s, le syst√®me est vu presque parfaitement par la tranche. Ainsi, la plan√®te va passer devant son √©toile et va faire baisser tr√®s l√©g√®rement sa luminosit√©. On parle alors de transit plan√©taire. La m√©thode des transits consiste dans un premier temps √† faire des observations r√©p√©t√©es du maximum d'√©toiles dans le ciel, pendant des ann√©es. Avec une efficacit√© qui d√©pend principalement du nombre d'observations, de leur pr√©cision et du nombre (inconnu) de plan√®tes avec la bonne inclinaison et distance par rapport √† leur √©toile, il est possible de d√©tecter des transits plan√©taires. Apr√®s une d√©tection d'un tel transit, l'√©toile est ensuite observ√©e individuellement de nombreuses fois pour confirmer le transit. En effet, si celui-ci est bien r√©el, il doit se r√©p√©ter. Si c'est le cas, la pr√©sence d'un corps en orbite autour de l'√©toile est confirm√©. Le transit fournit principalement deux informations :

    • la profondeur de transit, c'est-√†-dire la variation relative de luminosit√© apparente de l'√©toile du fait du transit, dont on peut d√©duire le rapport du diam√®tre apparent de la plan√®te sur le diam√®tre apparent de l'√©toile,
    • la p√©riode de transit, correspondant √† la p√©riode de r√©volution de la plan√®te autour de l'√©toile.

    Lorsque les caract√©ristiques de l'√©toile sont par ailleurs connues, par exemple par identification dans le diagramme de Hertzsprung-Russell √† partir de son type spectral, il devient possible d'estimer :

    • le diam√®tre de la plan√®te, √† partir du diam√®tre de l'√©toile et du rapport des diam√®tres apparents,
    • le demi-grand axe de l'orbite de la plan√®te, √† l'aide de la troisi√®me loi de Kepler appliqu√©e √† la masse de l'√©toile et √† la p√©riode de r√©volution. Cette estimation de la taille de l'orbite, combin√©e avec la luminosit√© de l'√©toile, est entre autre utilis√©e pour positionner la plan√®te par rapport √† la zone habitable de l'√©toile.

    source: Wikipedia

     

    Bien que la variation de luminosité d'une étoile soit plus facilement repérable que la variation de sa vitesse radiale, cette méthode se révèle peu efficace en termes de quantité de planètes détectées par rapport à la somme des étoiles observées. En effet,

    elle ne peut √™tre utilis√©e que dans le cas o√Ļ le syst√®me stellaire observ√© est positionn√© quasiment par la tranche par rapport au Syst√®me solaire.

    Si on consid√®re des orientations al√©atoires des syst√®mes plan√©taires, la probabilit√© g√©om√©trique de d√©tection par cette m√©thode est inversement proportionnelle √† la distance entre l'√©toile et la plan√®te. On[Qui ?] estime √† 5 % des √©toiles avec une exoplan√®te la quantit√© d√©tectable avec cette m√©thode. De plus, le transit astronomique peut √™tre un ph√©nom√®ne rare. Ainsi, dans le Syst√®me solaire, les transits de V√©nus et de Mercure ne peuvent √™tre observ√©s tout au plus que quelquefois par si√®cle.

    répondu Oct 1, 2014 par anjhti (6,560 points)
    modifié Oct 1, 2014 par anjhti
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