Exercice 1 : Exploration du ciel profond par le télescope James Webb
11 points Satellites et lois de KeplerOndes, Doppler et interférencesMouvement, Newton et champs
Le télescope spatial James Webb (noté JWST) est un télescope développé par la NASA avec la participation de l'Agence Spatiale Européenne et de l'Agence Spatiale Canadienne. Ce télescope JWST se trouve en permanence à une distance de 1,5 millions de kilomètres du centre de la Terre au point de Lagrange noté L2.
Pour le système Terre-Soleil, il existe 5 positions appelées points de Lagrange notés de L1 à L5 (voir figure 1). Sous l'effet de l'action du Soleil et de la Terre, un satellite placé sur l'un de ces points a un mouvement de rotation autour du Soleil de même période que celle de la Terre. Les positions relatives du satellite, du Soleil et de la Terre restent alors inchangées au cours du temps.
Cette position assure au télescope JWST de demeurer pendant toute l'année dans l'ombre portée de la Terre et donc à l'abri du rayonnement thermique du Soleil.
- Les objectifs de cet exercice sont de déterminer la période de révolution du télescope JWST et d'analyser une méthode de détermination de la distance à laquelle se trouve une galaxie.
- Données :
• distance Terre-Soleil : km ;
• distance Terre-JWST : km ;
• masse de JWST : kg ;
• masse de la Terre : kg ;
• masse du Soleil : kg ;
• constante de gravitation universelle : . - Mouvement orbital du télescope JWST.
- Q1. Indiquer les raisons pour lesquelles il n'aurait pas été judicieux de placer le télescope JWST au point de Lagrange L1 (voir figure 1).
- Q2. Représenter, sans souci d'échelle, l'alignement du Soleil, de la Terre et du télescope JWST situé en L2. Ces trois corps seront représentés par des points notés S, T et J. Faire apparaître sur la figure la distance Terre-Soleil notée et la distance Terre-JWST notée . Calculer la distance du Soleil au télescope JWST.
- Q3. Exprimer la force d'attraction gravitationnelle, notée , qu'exerce la Terre sur le télescope JWST en fonction de , , et puis la calculer.
- La force d'attraction gravitationnelle, notée , qu'exerce le Soleil sur le télescope JWST a pour valeur N.
- Q4. Représenter, sur le schéma réalisé à la question Q2 et sans souci d'échelle, le vecteur représentant la force exercée par la Terre sur le télescope JWST et le vecteur représentant la force exercée par le Soleil sur le télescope JWST.
- On note la force correspondant à la résultante des forces et agissant sur le télescope JWST ; on a donc .
- Q5. Vérifier que la valeur de la force vaut approximativement N.
- On admet que le centre de masse du télescope JWST a une trajectoire circulaire de rayon km centrée sur le Soleil. La Terre, le Soleil et le télescope JWST restent alignés en permanence.
- La force de gravitation totale exercée sur le télescope JWST peut s'exprimer à l'aide de la relation :
- Pour simplifier les calculs, on introduit la distance effective entre le Soleil et le télescope JWST, définie par la relation :
- Q6. Exprimer la distance effective en fonction de , , et et vérifier que cette distance effective a pour valeur m.
- Q7. Sur un schéma représentant la trajectoire circulaire du télescope JSWT, représenter, sans souci d'échelle, les vecteurs et du repère de Frenet, respectivement normal et tangent à la trajectoire, au niveau du télescope JWST. Représenter également la force .
- L'accélération du télescope JWST s'écrit .
- Q8. Donner l'expression de l'accélération normale du télescope JWST en fonction de la vitesse et du rayon de la trajectoire .
- Dans la situation particulière étudiée, la force d'attraction gravitationnelle qu'exercent le Soleil et la Terre sur le télescope JWST peut s'écrire :
- Q9. En appliquant la deuxième loi de Newton dans le référentiel d'étude, supposé galiléen, déterminer l'expression du vecteur accélération du centre de masse du télescope JWST en fonction de , , et .
- Q10. Montrer que la vitesse du télescope JWST s'écrit :
- Q11. En déduire que la période de révolution du télescope JWST est donnée par la relation . Calculer sa valeur en jours et vérifier la cohérence avec la valeur attendue.
- Vitesse d'éloignement de la galaxie TGS153Z170.
- La mesure du déplacement vers le rouge, par effet Doppler, de raies caractéristiques des spectres émis par des sources lointaines (galaxies, quasars, etc.) est la preuve d'un univers en expansion, aussi bien que le moyen de mesurer la vitesse d'éloignement de ces objets lointains. En faisant appel à des modèles cosmologiques, on peut tirer des informations sur la distance de ces sources à la Terre.
- D'après Boratav & R. Kerner, Relativité, Ellipse, 1991
Spectre d'émission de l'hydrogène acquis sur Terre à l'aide d'une source immobile présente au laboratoire.
Spectre de la galaxie TGS153Z170 avec indexage des raies , et de l'hydrogène. Source M. Colless et al. The 2dF Galaxy Redshift Survey - Le télescope JWST est sensible aux longueurs d'onde comprises entre 0,6 µm et 28 µm.
- Q12. Indiquer, en justifiant, la raison pour laquelle seule la raie de l'atome d'hydrogène émise par la galaxie TGS153Z170 peut être observée par le télescope JWST.
- La longueur d'onde de la raie dans le cas d'une source présente au laboratoire est notée et sa fréquence associée . Dans le cas d'une source présente dans la galaxie TGS153Z170 la longueur d'onde apparente de la raie et notée et sa fréquence .
- Q13. Préciser si la valeur de est plus grande ou plus petite que la valeur de et indiquer si la galaxie TGS153Z170 d'éloigne ou se rapproche de la Terre.
- On souhaite déterminer la vitesse de déplacement de la galaxie TGS153Z170 par rapport à la Terre. Dans ce cas particulier, la relation entre les longueurs d'onde et est donnée par la formule (1) ci-dessous.
- (1)
- avec la vitesse de déplacement de la galaxie TGS153Z170 par rapport à la Terre et la célérité de la lumière dans le vide.
- Donnée : célérité de la lumière dans le vide : .
- Q14. À l'aide de la formule (1) ci-dessus, exprimer puis calculer la vitesse de déplacement de la galaxie TGS153Z170 par rapport à la Terre.
- En astrophysique, la loi de Hubble-Lemaître énonce que les galaxies s'éloignent les unes des autres à une vitesse approximativement proportionnelle à leur distance. Autrement dit, plus une galaxie est loin de nous, plus elle semble s'éloigner rapidement.
- La loi de Hubble-Lemaître a pour expression : , où :
- est la vitesse d'éloignement de la galaxie en par rapport à la Terre ;
- est la constante de Hubble avec ;
- est la distance entre la Terre et la galaxie en Mpc (Mégaparsec). - Donnée : unité de distance le Mégaparsec : m.
- Q15. Calculer, en Mégaparsec puis en mètres, la distance à laquelle la galaxie TGS153Z170 se trouve de la Terre.
Voir la correction
Réponses
- Q1 En L1, entre le Soleil et la Terre, le télescope ne serait jamais dans l'ombre de la Terre : le rayonnement solaire le chaufferait et éblouirait ses détecteurs infrarouges
- Q2 S, T, J alignés dans cet ordre ; km
- Q3 N
- Q4 Deux vecteurs d'origine J, dirigés vers S, bien plus long que
- Q5 Forces colinéaires de même sens : N
- Q6 m
- Q7 de J vers S, tangent dans le sens du mouvement, selon
- Q8
- Q9
- Q10 et , d'où ;
- Q11 s jours, une année comme la Terre
- Q12 Seule est reçue entre 0,6 µm et 28 µm : µm ; et sont sous µm
- Q13 : la galaxie s'éloigne de la Terre
- Q14
- Q15 Mpc m
Q1. Le point L1 est situé sur la droite Soleil-Terre, ENTRE le Soleil et la Terre (figure 1). Un télescope placé en L1 serait donc tourné vers un Soleil qu'aucun corps ne lui cache : il ne serait jamais dans l'ombre portée de la Terre et recevrait en permanence tout le rayonnement solaire.
Deux raisons en découlent. D'abord, ce rayonnement chaufferait le télescope : or JWST observe dans l'infrarouge (0,6 µm à 28 µm, donnée de la deuxième partie), et un instrument chaud émet lui-même de l'infrarouge qui noie le signal très faible des galaxies lointaines ; ses détecteurs doivent rester très froids. Ensuite, le Soleil, et la Terre éclairée juste derrière le télescope, seraient deux sources intenses et proches dans son environnement, alors que pour observer le ciel profond il faut que ces sources restent du même côté, derrière lui, comme en L2 où Soleil et Terre sont tous deux « dans le dos » du télescope.
Précision : l'ombre portée de la Terre ne s'étend en réalité qu'à environ 1,4 million de kilomètres derrière elle, un peu avant L2, et le vrai JWST se protège du Soleil par un grand pare-soleil. L'énoncé simplifie ; la réponse attendue s'appuie sur son texte : en L1, pas d'ombre de la Terre, donc exposition directe au rayonnement thermique du Soleil.
Q2. Le point L2 est sur la droite Soleil-Terre, au-delà de la Terre. Dans l'ordre sur la droite : S, puis T, puis J, avec entre S et T et entre T et J (schéma en fin de corrigé, à gauche, sans souci d'échelle).
La Terre étant entre le Soleil et le télescope, les distances s'ajoutent : km. Dans une somme, le résultat garde la précision de la donnée la moins précise : est connue au dixième de million de kilomètres, donc km, la valeur que l'énoncé reprend plus loin.
Erreur fréquente : soustraire les distances, comme si J était en L1. Le schéma, fait AVANT le calcul, évite ce piège.
Q3. Loi de la gravitation universelle de Newton : deux corps à répartition sphérique de masse s'attirent avec une force de valeur proportionnelle au produit des masses et inversement proportionnelle au carré de la distance entre leurs centres. Ici : .
Application numérique, distance convertie en mètres, m : N, avec trois chiffres significatifs comme les données.
Erreur fréquente : laisser la distance en kilomètres, ce qui multiplie le résultat par et donne plus d'un million de newtons sur un télescope de six tonnes. Ordre de grandeur rassurant : la force est environ 33 fois plus faible que celle du Soleil, N.
Q4. Une force d'attraction gravitationnelle exercée sur J est dirigée de J VERS le centre du corps attracteur. La Terre et le Soleil sont tous deux du même côté de J sur la droite (S, T, J dans cet ordre) : les deux vecteurs ont pour origine le point J, la direction de la droite (SJ), et le sens de J vers S (et T).
Sans souci d'échelle, on respecte tout de même la hiérarchie des valeurs : , de valeur N, se dessine bien plus long que , de valeur N. Sur le schéma en fin de corrigé, les deux flèches sont légèrement décalées l'une de l'autre pour rester lisibles ; sur la copie, elles partent toutes deux de J, l'une recouvrant l'autre.
Q5. Les deux vecteurs ont même direction et même sens : la valeur de leur somme est la somme de leurs valeurs, N. C'est la valeur annoncée.
Vérification avec la relation donnée juste après : N avec m, même valeur à l'arrondi près. Erreur fréquente : appliquer le théorème de Pythagore, qui ne vaut que pour deux forces perpendiculaires ; il donnerait N, presque la seule force du Soleil.
Q6. Les deux expressions de décrivent la même force : . On simplifie par , on isole , puis on prend la racine (distance positive) :
, ce qui s'écrit aussi .
La seconde forme se calcule presque de tête : et , d'où et m. C'est la valeur annoncée. Vérification de bon sens : est un peu plus petite que , puisque l'attraction de la Terre s'ajoute à celle du Soleil, comme si le Soleil était un peu plus proche.
Q7. Schéma en fin de corrigé, à droite. On trace un cercle de centre S, la trajectoire, et le point J dessus. Le vecteur , unitaire, part de J et pointe vers le CENTRE S de la trajectoire. Le vecteur , unitaire, part de J, est tangent au cercle (perpendiculaire à ) et orienté dans le sens du mouvement.
La force part de J, a la direction et le sens de : elle est centripète, dirigée vers le Soleil, puisque ses deux composantes et le sont (question Q4). Sa longueur est quelconque (sans souci d'échelle), mais elle n'a aucune composante selon . Erreur fréquente : orienter vers l'extérieur du cercle ; le vecteur normal du repère de Frenet pointe toujours vers le centre de courbure.
Q8. Dans le repère de Frenet, pour un mouvement circulaire de rayon , l'accélération normale vaut (et l'accélération tangentielle ).
Q9. Système : le télescope JWST, de masse constante ; référentiel héliocentrique, supposé galiléen ; seule force prise en compte : la résultante gravitationnelle du Soleil et de la Terre.
Deuxième loi de Newton : . La masse se simplifie : . Le mouvement ne dépend donc pas de la masse du télescope, ce qui explique qu'un télescope de six tonnes et un caillou placés en L2 tournent ensemble.
Q10. On identifie les coordonnées de dans le repère de Frenet avec celles trouvées à la question Q9. Selon : , donc la valeur de la vitesse est constante, le mouvement circulaire est uniforme. Selon : , soit .
La vitesse étant positive : , la relation annoncée. Valeur numérique, utile pour la suite : , environ 30 km/s, la vitesse orbitale de la Terre elle-même.
Q11. Le mouvement est circulaire uniforme : pendant une période , le télescope parcourt une fois la circonférence à la vitesse constante . Donc , et après simplification par : .
Application numérique, toutes les distances en mètres : et . D'où s, soit jours (365,6 jours ; 365,3 jours avec la valeur non arrondie de ).
Cohérence : par définition d'un point de Lagrange (texte d'introduction), le télescope tourne autour du Soleil avec la même période que la Terre, une année, soit 365,25 jours. L'écart est inférieur à 0,1 %, dû aux arrondis. Remarque éclairante : sans l'attraction de la Terre (), on trouverait environ 371 jours, puisqu'un corps plus éloigné du Soleil tourne plus lentement. C'est précisément le petit supplément de force dû à la Terre qui ramène la période du télescope à une année et le garde aligné avec elle. Erreur fréquente : diviser par 3 600 seulement, ou oublier de convertir les kilomètres de .
Q12. Sur le spectre de la galaxie, les trois raies de l'hydrogène sont reçues aux longueurs d'onde nm (), nm () et nm (). On convertit dans l'unité du domaine de sensibilité de JWST : µm, µm, µm.
Seule µm appartient au domaine de sensibilité, de 0,6 µm à 28 µm ; les deux autres sont inférieures à µm. Seule la raie reçue de la galaxie peut donc être observée par JWST. Piège : raisonner sur les longueurs d'onde du laboratoire (434, 486, 656 nm). La conclusion serait ici la même, mais le télescope reçoit les longueurs d'onde décalées, et c'est sur elles qu'il faut raisonner.
Q13. Sur les deux spectres, nm au laboratoire et nm pour la galaxie : , c'est le décalage vers le rouge. La fréquence et la longueur d'onde dans le vide sont liées par : une longueur d'onde plus grande correspond à une fréquence plus petite, donc .
Par effet Doppler, une source qui s'éloigne de l'observateur est reçue avec une fréquence plus faible que celle qu'elle émet : la galaxie TGS153Z170 s'éloigne de la Terre. Vérification : les raies (486 nm devenu 507 nm) et (434 nm devenu 451 nm) sont elles aussi décalées vers les grandes longueurs d'onde.
Q14. On isole dans la formule (1) : , donc .
Application numérique : , environ 4 % de la célérité de la lumière. Les longueurs d'onde n'interviennent que par leur rapport : inutile de les convertir en mètres. confirme l'éloignement trouvé à la question Q13.
Vérification avec une autre raie : le même facteur appliqué à donne nm, et le spectre de la galaxie indique nm ; l'accord, à la précision de lecture, confirme la valeur.
Q15. Loi de Hubble-Lemaître : , donc . La vitesse est en et en : le quotient est directement en Mpc. Mpc (176 Mpc avant arrondi, deux chiffres significatifs comme ).
En mètres : m. Ordre de grandeur : la lumière met s, environ 580 millions d'années, pour nous parvenir. Erreur fréquente : diviser une vitesse exprimée en km/s par exprimée en m/s/Mpc, ce qui donne une distance mille fois trop petite.
Coche ici les exercices faits ou à revoir : un compte gratuit, sans mot de passe, retient tes coches et tes réponses justes d'une visite à l'autre, te dit quel chapitre attaquer ensuite et te permet de demander l'exercice qui te manque. Crée ton espace, un courriel suffit.