Mines Physique 1 PC 2010

ECOLE DES PONTS PARISTECH
SUPAERO (ISAE), ENSTA PARISTECH,
TELECOM PARISTECH, MINES PARISTECH,
MINES DE SAINT­ETIENNE, MINES DE NANCY,
TELECOM BRETAGNE, ENSAE PARISTECH (FILIERE MP)
ECOLE POLYTECHNIQUE (FILIERE TSI)
CONCOURS D'ADMISSION 2010
PREMIERE EPREUVE DE PHYSIQUE
Filiere PC
(Duree de l'epreuve: 3 heures)
L'usage de la calculatrice est autorise
Sujet mis a disposition des concours : Cycle international, ENSTIM, TELECOM 
INT, TPE­EIVP

Les candidats sont pries de mentionner de facon apparente sur la premiere page 
de la copie :
PHYSIQUE I -- PC.
L'enonce de cette epreuve comporte 6 pages.
­ Si, au cours de l'epreuve, un candidat repere ce qui lui semble etre une 
erreur d'enonce, il est invite a le
signaler sur sa copie et a poursuivre sa composition en expliquant les raisons 
des initiatives qu'il aura ete
amene a prendre.
­ Il ne faudra pas hesiter a formuler les commentaires (incluant des 
considerations numeriques) qui vous
sembleront pertinents, meme lorsque l'enonce ne le demande pas explicitement. 
La bareme tiendra compte
de ces initiatives ainsi que des qualites de redaction de la copie.

ELEMENTS D'ASTROPHYSIQUE
Ce probleme se propose d'etudier dans un premier temps la formation et 
l'evolution d'une etoile et
de s'interesser ensuite a differents objets celestes tels que les cometes, les 
pulsars et les exoplanetes.
Toutes les sous-parties sont independantes entre elles. Les donnees necessaires 
aux applications
numeriques sont rassemblees a la fin du sujet. Les vecteurs sont notes avec un 
chapeau s'ils sont
-
unitaires ub, avec une fleche 
v dans le cas general. Hormis i2 = -1, les nombres complexes sont
soulignes : z  C.

I. -- Etude physique des etoiles
Dans toute cette partie on considere qu'une etoile est une boule de masse M, de 
rayon R, de masse
volumique  supposee constante et entouree de vide.

I.A. -- Energie potentielle d'une etoile spherique, theoreme du viriel
1 -- On considere deux particules ponctuelles notees Q1 et Q2 de masses m1 et 
m2 separees par

-
une distance r. Donner l'expression la force d'interaction gravitationnelle f 
12 exercee par Q1 sur
---
Q2 . On utilisera le vecteur unitaire ub = Q1 Q2 /r. En deduire l'expression de 
l'energie potentielle de
gravitation E p associee a cette force en fonction de m1 , m2 , r et de la 
constante de gravitation G. On
fixera l'origine du potentiel de telle maniere que E p = 0 lorsque r  +.
On souhaite exprimer l'energie potentielle de gravitation d'une boule homogene 
de masse M, de
centre O, de rayon R et de masse volumique  supposee constante. Cette energie 
correspond a
l'energie de constitution de la boule en amenant successivement depuis l'infini 
des couches spheriques
concentriques d'epaisseur dr.

Elements d'astrophysique

2 -- On considere un etat intermediaire Br de la boule dans lequel elle possede 
un rayon r tel
que 0 < r < R et une masse mr telle que 0 < mr < M. Justifier le fait que l'interaction entre Br et un corps ponctuel massif K situe hors de Br est equivalente a celle entre une particule ponctuelle situee en O de masse mr et K . On ajoute a Br une couche spherique Cr de masse dm et d'epaisseur dr. Determiner l'energie potentielle de gravitation dE p entre Br et Cr . On exprimera dE p en fonction de r, dr et de  . En deduire que l'energie potentielle de gravitation de la boule de rayon R s'ecrit E p =  GM 2 /R ou  est une constante numerique que l'on determinera. On considere a present que l'etoile est constituee d'un gaz parfait , chaque particule de ce gaz etant un atome d'hydrogene d'energie cinetique ec = 32 kB T ou kB = R/N est la constante de Boltzmann, R est la constante des gaz parfaits et N le nombre d'Avogadro. La pression donnee par la loi des gaz parfaits est ici uniquement d'origine cinetique et on ne tient donc pas compte de la pression de radiation. Dans ce modele, la pression P et la temperature T sont des fonctions de la seule coordonnee radiale r, enfin le nombre de particules par unite de volume n est constant a l'interieur de l'etoile. On suppose de plus que l'etoile est entouree de vide, ainsi P (R) = 0. 3 -- Exprimer l'energie cinetique totale Ec des particules constituant l'etoile sous la forme d'une integrale faisant intervenir la pression P (r). En ecrivant l'equation d'equilibre hydrostatique, et en effectuant une integration par parties, montrer que l'on obtient la relation 2Ec =  E p ou  est un facteur numerique que l'on determinera. Cette relation constitue le theoreme du viriel, il est tres utilise en astrophysique pour decrire les proprietes d'objets tels que les etoiles ou les galaxies. I.B. -- Pression et temperature dans une etoile, reactions de fusion 4 -- En integrant l'equation d'equilibre hydrostatique, determiner la pression P (r) au sein de l'etoile en fonction de M, G, R et r. Pour quelle valeur de r cette pression est-elle maximale ? Exprimer cette valeur maximale Pmax en fonction de G, M et R ainsi que la temperature maximale Tmax correspondante en fonction de G, M, R, R et de la masse molaire de l'hydrogene MH . Calculer numeriquement Pmax et Tmax dans le cas du Soleil. 5 -- On considere qu'au sein de l'etoile, chaque atome d'hydrogene occupe une petit cube d'arete . Exprimer  en fonction de MH , N et  , en deduire une expression de R en fonction de MH , N , M et  . Montrer alors que l'on peut mettre la masse de l'etoile sous la forme : M = K( Tmax )3/2 (1) ou la constante K ne depend que de constantes fondamentales. Calculer la valeur numerique de K. Pendant une grande partie de leur existence, les etoiles tirent leur energie de reactions de fusion thermonucleaire entre des atomes d'hydrogene qui produisent des atomes d'helium. Pour que ces reactions puissent s'amorcer au centre de l'etoile, il faut que l'energie d'agitation thermique des atomes surpasse l'energie potentielle de repulsion coulombienne. La temperature qui regne au centre des etoiles permet de supposer que les atomes d'hydrogene qui fusionnent sont completement ionises. On considerera ici que l'energie d'agitation thermique d'un de ces atomes est egale a son energie cinetique ec = 23 kB T . 6 -- Determiner l'energie potentielle electrostatique d'interaction u pp entre deux protons separes d'une distance  , on fixera l'origine du potentiel de telle maniere que u pp = 0 lorsque   . En utilisant le resultat (1) de la question 5, determiner la valeur limite M de la masse de l'etoile pour que les reactions de fusion puissent avoir lieu. On exprimera M en fonction de K, kB ,  0 et de la charge elementaire e. Verifier que la masse du Soleil est bien suffisante pour permettre la fusion de l'hydrogene. L'homme a-t-il deja realise des reactions de fusion nucleaire ? Page 2/6 Physique I, annee 2010 -- filiere PC I.C. -- Phenomenes convectifs Depuis le debut de cette partie, nous avons suppose que l'etoile etait en equilibre hydrostatique. Dans le cas du Soleil, les couches externes (pour r compris entre 0, 7R et R) sont le siege de mouvements de convection dans la direction radiale, causes par une grande heterogeneite de la temperature dans cette region. On admet cependant que cette convection ne brise pas l'etat d'equilibre si le gradient de temperature n'est pas trop grand, et en particulier inferieur en module a celui correspondant a une transformation isentropique. 7 -- Exprimer la composante radiale du gradient de temperature dT dr au sein d'une etoile spherique constituee d'un gaz parfait de coefficient  = c p /cv en evolution isentropique en fonction de la pression P (r), de la temperature T (r) et de la composante radiale du gradient de pression. I.D. -- Puissance emise et duree de vie du Soleil Pour rendre compte de la puissance emise par le Soleil, on neglige la conduction et la convection thermique et on ne retient que le processus d'echange thermique radiatif decrit ci-dessous. Chaque sphere de rayon r au sein du Soleil cede, pendant dt, l'energie Wr =  (r)dt ou la quantite  (r) est appelee flux radiatif d'energie. Ce flux est radial et dirige vers l'exterieur. La production d'energie dans le Soleil est assuree par les reactions nucleaires au coeur de l'etoile, mais selon un modele tres simple, nous supposerons que la puissance  degagee par unite de masse par ces reactions, decroit lineairement avec le rayon selon la relation (r) =  (1 - r ) avec 0 < r < RS RS L'unite de  est le W.kg-1 et  est une constante. La masse du Soleil est notee MS , son rayon RS et sa masse volumique S est supposee constante dans ce modele . 8 -- En ecrivant un bilan energetique sur une couche spherique d'epaisseur dr en regime permanent, determiner  (r) si l'on fait l'hypothese que le flux radiatif est nul en r = 0. En deduire la puissance P =  (RS ) emise par le Soleil dans tout l'espace en fonction de  et MS . Des mesures depuis la Terre, ou depuis un satellite, indiquent que P = 3, 8 × 1026 W, calculer la valeur numerique de la constante  . L'energie transportee au sein du Soleil est produite par les reactions de fusion de l'hydrogene en helium qui ont lieu en son coeur : la region centrale la plus chaude representant 14% de sa masse. Chacune de ces reactions convertit 4 atomes d'hydrogene en un atome d'helium et fournit l'energie E f = 4, 23 × 10-12 J. On evalue a 70% la masse du coeur susceptible de fusionner en helium. On fait l'hypothese que la puissance emise par le Soleil est constante. 9 -- En utilisant une celebre equation d'Albert Einstein, determiner la valeur numerique de la masse transformee en energie par le Soleil chaque seconde. En deduire la valeur numerique de la masse d'hydrogene transformee en helium par le Soleil chaque seconde. Combien de temps reste-t-il au Soleil avant qu'il ait epuise tout son hydrogene ? On exprimera ce temps en annees. FIN DE LA PARTIE I Page 3/6 Tournez la page S.V.P. Elements d'astrophysique II. -- Quelques problemes d'astrophysique II.A. -- Orientation de la queue d'une comete Une particule spherique de rayon µ de masse volumique c situee dans l'espace interstellaire a la distance r du Soleil recoit de la part de cette etoile une energie  W pendant l'intervalle de temps - dt. Si l'on considere que toute cette energie est absorbee par la particule, celle-ci subit une force F radiale repulsive, due a la pression de radiation, dont le module s'ecrit F = 1c dtW ou c est la celerite de la lumiere dans le vide. 10 -- Determiner l'expression de F en fonction de µ , r, c et de la puissance P emise par le Soleil. A quelle condition sur µ cette force est-elle superieure a la force de gravitation exercee par le Soleil sur la particule ? La valeur limite µ sera exprimee en fonction de P, G, MS , c et c. Calculer la valeur numerique de µ pour une valeur de la masse volumique c = 3, 0 × 103 kg.m-3 . 11 -- Une comete est constituee d'un noyau, d'une chevelure et de plusieurs queues dont l'une, constituee de fines poussieres, est toujours situee a l'oppose du Soleil par rapport au noyau. Comment interpretez-vous ces observations ? II.B. -- La planete Osiris En 1999, des astrophysiciens ont observe une baisse periodique de la luminosite de l'etoile HD 209458 situee dans la constellation de Pegase a 150 annees-lumiere de la Terre. Cette chute de luminosite dure quelques heures puis la luminosite reprend sa valeur habituelle, le phenomene se reproduit avec une periode T = 3, 5 jours. On interprete cette variation par l'existence d'une planete, baptisee Osiris, tournant autour de l'etoile et dont on admettra que le plan de l'orbite passe par la Terre. La luminosite de la planete est supposee negligeable par rapport a celle de l'etoile. On supposera egalement dans la suite que la masse m2 de la planete Osiris est tres inferieure a la masse m1 de l'etoile HD 209458 et qu'Osiris est l'unique planete de cette etoile. 12 -- Pourquoi la baisse periodique de luminosite peut-elle s'interpreter comme l'existence d'une planete ? Sachant que la baisse periodique de luminosite observee est de 1, 7% , exprimer le rayon R2 d'Osiris en fonction du rayon R1 de HD 209458. Par des mesures spectrometriques, on peut determiner le type de l'etoile HD 209458 ce qui permet d'obtenir (en utilisant un modele d'etoile) son rayon, on trouve R1 = 1, 1 RS . En deduire la valeur numerique de R2 que l'on exprimera en fonction du rayon moyen de Jupiter RJ . 13 -- Les effets de maree conduisent rapidement a l'annulation de l'excentricite de l'orbite de la planete dans ce type de configuration. Preciser, dans ces conditions, le type de mouvement suivi par Osiris autour de son etoile. Pendant l'intervalle de temps necessaire aux diverses mesures, on - peut considerer que le systeme HD 209458-Osiris est en translation a la vitesse vt dans le referentiel geocentrique. La composante radiale de cette vitesse est mesurable depuis la Terre en utilisant l'effet Doppler-Fizeau. On remarque que cette vitesse radiale varie periodiquement entre les valeurs extremes vr- = 14, 68 km.s-1 et vr+ = 14, 85 km.s-1 . Determiner le module v1 de la vitesse orbitale de l'etoile HD 209458 dans le referentiel RB barycentrique du systeme HD 209458-Osiris. 14 -- On note v2 le module de la vitesse orbitale de la planete Osiris dans RB suppose galileen. Quelle relation existe-t-il entre m1 , m2 , v1 et v2 ? Exprimer m2 en fonction de v1 , m1 , T et de la constante de gravitation G. On pourra negliger m2 devant m1 . 15 -- Sachant que m1 = 1, 1 MS , calculer la valeur numerique de m2 en fonction de la masse MJ de Jupiter. Page 4/6 Physique I, annee 2010 -- filiere PC II.C. -- Le reseau echelette La detection d'exoplanetes de petites dimensions necessite de pouvoir mesurer la variation de la vitesse radiale d'une 3 etoile avec une grande precision. Le telescope HARPS (High Accuracy Radial Velocity for Planet Research) situe a l'observatoire de La Silla au Chili mesure la vitesse radiale d'une etoile avec une precision de l'ordre de 1 m.s-1 ce qui lui a permis en avril 2007 de 2 decouvrir la premiere petite exoplanete nommee G LIESE 581c. Ce telescope utilise un reseau echelette qui permet d'obtenir une tres bonne luminosite dans un ordre d'interference eleve. Ce type de reseau est constitue d'un grand nombre n de petites facettes parfaitement reflechissantes inclinees d'un 1 angle  par rapport au plan du reseau et separees d'une distance a. Chaque facette, de largeur  = a cos  , est eclairee en incidence normale par une onde plane monochromatique F IG . 1 ­ Le reseau echelette. de longueur d'onde  . On observe l'onde reflechie « a l'infini » dans la direction  grace a une lunette. Les centres des facettes notes Ok pour k = 1, · · · , n sont donc distants de a, on notera M un point quelconque d'une facette. Le dispositif est represente sur la figure 1. O ° a O M µ O 16 -- Rappeler le principe d'Huygens-Fresnel. 17 -- On note x la distance entre un point M situe sur la deuxieme facette et O2 . Exprimer, en fonction de x et  , la difference de marche « a l'infini »  (M/O2 ) entre les rayons issus des sources secondaires situees en O2 et en M. De meme, exprimer, en fonction de a,  et  , la difference de marche « a l'infini »  (O2 /O1 ) entre les rayons issus de O1 et O2 . Le dephasage entre ces deux rayons sera par la suite note  . 18 -- Exprimer l'amplitude totale de l'onde emise due aux n facettes. En deduire l'intensite totale I observee « a l'infini ». Montrer que celle-ci peut etre mise sous la forme " # n sin a cos sin 2 Fn ( ) avec Fn ( ) = I = I0 sin2c sin 2 ou la fonction sinc (u) = (sin u) /u designe le sinus cardinal de l'angle u, et est une constante que l'on determinera. Comment s'interprete physiquement chacun des facteurs intervenant dans l'expression de I. 19 -- Quelle est la periode de la fonction Fn ( ) ? Tracer l'allure de la fonction Fn ( ) pour n  1. 20 -- Pour quelle valeur m de  la fonction sin2c [ a cos ( ) sin ( ) / ] admet-elle un maximum global ? On remarque que m correspond aux rayons qui se sont reflechis selon les lois de SnellDescartes de la reflexion. On souhaite que, pour  = m qui correspond a un maximum d'intensite, la fonction Fn ( ) ait un maximum correspondant a l'ordre d'interference p = 140. Ce reseau echelette permettra donc d'avoir un ordre d'interference 140 tres lumineux pour une longueur d'onde donnee. Determiner l'angle  correspondant, calculer sa valeur si  = 431 nm et si le reseau contient 32 facettes par millimetre. Page 5/6 Tournez la page S.V.P. Elements d'astrophysique 21 -- La source d'une onde electromagnetique plane de longueur d'onde o possede une vitesse radiale v dans un referentiel galileen d'origine O. Du fait de l'effet de l'effet Doppler-Fizeau, un observateur fixe en O mesure, pour la longueur de cette meme onde, une valeur = o (1 - v/c). En deduire l'expression de la variation  en fonction de o , c et de la variation v. Pour l'etoile HD 209458, on veut pouvoir distinguer la variation de vitesse radiale v lorsque la vitesse passe de 14, 68 km.s-1 a 14, 85 km.s-1 . On observe dans l'ordre 140 la longueur d'onde = 431 nm avec le reseau echelette precedent. Determiner l'expression de la variation  de l'angle a la sortie du reseau associee a la variation v observee pour HD 209458. Calculer numeriquement la valeur de  . 22 -- Lorsqu'on se place a un ordre eleve, on a un risque de chevauchement d'ordres. Quelles sont les longueurs d'onde   et   qui correspondraient a la meme deviation que la longueur d'onde = 431 nm dans l'ordre 140 mais avec des ordres 139 et 141 ? FIN DE LA PARTIE II Pour les applications numeriques, on utilisera les donnees suivantes Masse molaire de l'hydrogene : MH = 1, 0 × 10-3 kg.mol-1 Constante de gravitation : G = 6, 67 × 10-11 N.m2 .kg-2 Constante des gaz parfaits : R = 8, 31 J.K-1 .mol-1 Vitesse de la lumiere dans le vide : c = 3, 0 × 108 m.s-1 Permittivite du vide : 0 = (36 )-1 × 10-9 F.m-1 Permeabilite du vide : µ0 = 4 × 10-7 H.m-1 Constante d'Avogadro : N = 6, 02 × 1023 mol-1 Charge elementaire : e = 1, 6 × 10-19 C Masse de l'electron : me = 9, 1 × 10-31 kg FIN DE L'EPREUVE Page 6/6 Masse du Soleil : MS = 2, 0 × 1030 kg Rayon solaire : RS = 7, 0 × 108 m Masse de Jupiter : MJ = 1, 9 × 1027 kg Rayon de Jupiter : RJ = 7, 0 × 107 m Masse de la Terre : M = 6, 0 × 1024 kg Rayon terrestre : R = 6, 4 × 106 m