Astronomie

Un télescope peut-il détecter un corps noir ?

Un télescope peut-il détecter un corps noir ?

J'aimerais déterminer la distance à laquelle un télescope avec un certain ensemble de paramètres (sensibilité, zone de collecteur) peut détecter un corps noir avec certains autres paramètres (température, zone d'émission).

Par exemple, supposons que nous ayons un télescope infrarouge avec une sensibilité de '1Jy/sr' et une surface collectrice de 10m^2 à une distance D d'un corps parfaitement noir de 300m^2 à une température de 30 Kelvin.

Comment déterminer D ? De quelles informations supplémentaires ai-je besoin pour effectuer le calcul ?


Ainsi, la luminance spectrale maximale (ceci de Wikipedia) est donnée par $$displaystyle u _{max }=T imes 1.04 imes 10^{11} mathrm {Hz} /mathrm {K} $$ Cela équivaut à environ $3 imes 10^{12} Hz$. Le et le rayonnement spectral seront donnés par la loi de Planck :

$${displaystyle B_{ u }(T)={frac {2h u ^{3}}{c^{2}}}{frac {1}{e^{frac {h u }{kT}}-1}},}$$

donnant environ $3 imes 10^{-15} W/m^2/Hz$ donc la puissance totale émise par le corps noir de $300 m^2$ est d'environ $10^{-12} W/Hz$. Cela se répartit sur une surface sphérique de rayon $D$ pour une intensité de $10^{-13}/D^2 $ dont vous capturez $10^{-12}/D^2 W/Hz$ soit environ $10^ {14}/D^2 Jy$. Donc ça va si $D< 10^7 m$ plus ou moins.


Supposons un émetteur laminaire uniforme, orienté de manière à ce qu'il soit perpendiculaire à la ligne du détecteur.

L'intensité spécifique émise par un corps noir, à la surface du corps noir est de $$B_{ u} = frac{2h u^3}{c^2} frac{1}{exp[h u/ kT] -1} { m Wm}^{-2}{ m Hz}^{-1},$$ où $B_{ u}$ est la "fonction de Planck".

En utilisant la définition de l'intensité spécifique, nous pouvons calculer le flux (énergie par unité de temps, par unité de fréquence) reçu au détecteur comme $$ f_{ u} simeq B_{ u}A Delta Omega cos heta ,$$ où $Delta Omega$ est l'angle solide du détecteur sous-tendu à la surface laminaire, $A$ est l'aire de la surface laminaire et $ heta$ est l'angle par rapport à une normale à la surface et ici, $cos heta simeq 1$.

L'angle solide sous-tendu par le détecteur à la surface est $Delta Omega = a/D^2$, où $a$ est l'aire du détecteur, mais on peut aussi définir un angle solide $Delta omega = A /D^2$, qui est l'angle solide de la surface au niveau du détecteur. Donc $$frac{f_{ u}}{Delta omega} = B_{ u}a $$

Si le détecteur a une sensibilité fixe par unité d'angle solide, à moins que l'objet ne soit résolu, la distance à laquelle il se trouve n'a pas d'importance ; la valeur de $D$ n'y entre pas. C'est un fait bien connu en astronomie que les objets résolus et étendus ont une luminosité de surface observée (densité de flux par unité d'angle solide) qui est indépendant de la distance.


Les télescopes de la NASA détectent des signes d'eau sur un « Neptune chaud » éloigné

Des scientifiques utilisant des télescopes de la NASA ont détecté "une forte signature d'eau" dans l'atmosphère d'une planète lointaine de la taille de Neptune, qui pourrait aider à mieux comprendre la naissance et le développement des systèmes planétaires.

L'étude, combinant les observations des télescopes spatiaux Hubble et Spitzer de la NASA, montre que la planète lointaine HAT-P-26b a une atmosphère primitive composée presque entièrement d'hydrogène et d'hélium. Située à environ 437 années-lumière, HAT-P-26b orbite autour d'une étoile environ deux fois plus vieille que notre Soleil.

L'analyse est l'une des études les plus détaillées à ce jour d'un "Neptune chaud", ou d'une planète de la taille de Neptune et proche de son étoile.

Les chercheurs ont déterminé que l'atmosphère de HAT-P-26b est relativement claire et a une forte signature d'eau, bien que la planète ne soit pas un monde aquatique. C'est la meilleure mesure de l'eau à ce jour sur une exoplanète de cette taille.

Par rapport à Neptune et Uranus, les planètes de notre système solaire ayant à peu près la même masse, HAT-P-26b s'est probablement formée soit plus près de son étoile hôte, soit plus tard dans le développement de son système planétaire, ou les deux.

"Les astronomes viennent de commencer à étudier les atmosphères de ces planètes éloignées de la masse de Neptune, et presque tout de suite, nous avons trouvé un exemple qui va à l'encontre de la tendance de notre système solaire", a déclaré Hannah Wakeford, chercheuse postdoctorale au Goddard Space Flight Center de la NASA. aux Etats-Unis.

Pour étudier l'atmosphère de HAT-P-26b, les chercheurs ont utilisé des données de transits - des occasions où la planète passait devant son étoile hôte.

Au cours d'un transit, une fraction de la lumière des étoiles est filtrée à travers l'atmosphère de la planète, qui absorbe certaines longueurs d'onde de la lumière mais pas d'autres.

En examinant comment les signatures de la lumière des étoiles changent à la suite de ce filtrage, les chercheurs peuvent travailler en arrière pour comprendre la composition chimique de l'atmosphère.

Les chercheurs ont regroupé les données de quatre transits mesurés par Hubble et deux vus par Spitzer. Ensemble, ces observations couvraient une large gamme de longueurs d'onde allant de la lumière jaune à la région du proche infrarouge.

"Avoir autant d'informations sur un Neptune chaud est encore rare, donc analyser ces ensembles de données simultanément est un exploit en soi", a déclaré Tiffany Kataria du Jet Propulsion Laboratory de la NASA aux États-Unis.

Les chercheurs ont également pu utiliser la signature de l'eau pour estimer la métallicité de HAT-P-26b - une indication de la richesse de la planète en tous les éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium. Cela donne plus d'indices sur la façon dont une planète s'est formée. Ils ont déterminé que sa métallicité n'est que d'environ 4,8 fois celle du Soleil.

"Cette analyse montre qu'il y a beaucoup plus de diversité dans les atmosphères de ces exoplanètes que ce à quoi nous nous attendions, ce qui donne un aperçu de la façon dont les planètes peuvent se former et évoluer différemment de notre système solaire", a déclaré David K ​​Sing de l'Université d'Exeter au Royaume-Uni.

La recherche a été publiée dans la revue Science.

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Un télescope peut-il détecter un corps noir ? - Astronomie

Maintenant que nous avons un télescope capable de détecter le rayonnement micro-ondes, j'aimerais ici établir un lien entre la façon dont les astronomes peuvent utiliser différentes longueurs d'onde de la lumière (y compris les micro-ondes) pour étudier l'Univers. Cela nécessite une compréhension préalable des ondes, du spectre électromagnétique et du rayonnement du corps noir. Et donc, cette section expliquera 1. Certaines des bases de la physique derrière le rayonnement électromagnétique, et 2. Comment l'astronomie utilise différents types de lumière pour étudier l'Univers.

Une onde est une perturbation ou une oscillation à travers un milieu. Ce milieu peut être l'air, l'eau ou même le vide de l'espace. L'idée de base derrière les ondes est qu'elles transportent de l'énergie et des informations.

Les ondes mécaniques nécessitent un support physique pour voyager (par exemple, les ondes d'eau traversent - oui vous l'avez deviné ! - l'eau. Cependant, les ondes lumineuses sont capables de voyager à travers le vide - on pourrait considérer le vide comme le tissu de l'espace et le temps lui-même.Ces ondes lumineuses voyagent à la vitesse de la lumière, notée "c".

Terminologie pour décrire les vagues :

Longueur d'onde (l) = distance entre deux points similaires sur une onde, notée "l"

Amplitude (A) = hauteur de l'onde par rapport à son état non perturbé, notée "A"

Période (T) = temps de passage d'une longueur d'onde complète, noté "T"

Fréquence (f) = # ondes / temps (1/T), notée « f »

Question : Quelle est la vitesse d'une onde ?

Réponse : Nous savons que vitesse = distance/temps

Pour une onde, distance = longueur d'onde et T = 1/f

Par conséquent, la vitesse d'une onde est décrite par :

Question : Quelle est la vitesse d'une onde lumineuse ?

Réponse : Rappelons que les ondes lumineuses se déplacent à une vitesse constante, c (dans le vide)

Par conséquent, une onde lumineuse peut être décrite par l'équation:

Les ondes lumineuses sont décrites par ce qu'on appelle le spectre électromagnétique (EM) - le nom donné à un ensemble de types de rayonnement qui sont liés par la longueur d'onde (équivalent, la fréquence). Des exemples de rayonnement EM sont les ondes radio, les micro-ondes, les ondes infrarouges, la lumière visible, la lumière ultraviolette, les rayons X et les rayons gamma. Tous ces types de rayonnement sont appelés « lumière ».

Photo : NASA, de Flickr, Creative Commons

Plus en profondeur : Les ondes lumineuses sont créées par les champs électriques et magnétiques décrits par les équations de Maxwell - ces champs sont auto-entretenus et la lumière peut donc voyager dans le vide.

Tous les objets dont la température est supérieure au zéro absolu émettent TOUTES les formes de rayonnement électromagnétique. C'est parce que tous les objets avec une température ont de nombreuses molécules en mouvement et en vibration - et (c'est un peu une simplification) lorsque ces molécules se déplacent, elles émettent un rayonnement sous forme d'ondes électromagnétiques. Les « courbes du corps noir » décrivent ce phénomène. En fonction de la température de l'objet, différentes proportions de rayonnement sont émises - un type spécifique de rayonnement est appelé le rayonnement "de pointe". Wikipedia a une assez bonne discussion sur le rayonnement du corps noir : http://en.wikipedia.org/wiki/Black_body

Maintenant que nous savons que les objets « chauds » émettent des rayonnements sous forme d'ondes EM (ondes lumineuses), nous sommes prêts à comprendre comment l'astronomie est réalisée en utilisant différentes longueurs d'onde de lumière !

2. ASTRONOMIE MULTI-LONGUEURS D'ONDE :

Photo : NASA, Creative Commons

Au 17 e siècle, le scientifique italien Galileo Galilei a révolutionné l'astronomie en tournant une longue-vue, un instrument qui rapproche les objets lointains, vers le ciel nocturne. Ainsi commença l'ère du télescope optique, une ère qui se poursuit encore aujourd'hui. Cependant, au 20 e siècle, l'astronomie a de nouveau connu une révolution lorsque les humains ont commencé à étudier l'Univers à l'aide de divers types de lumière. Parallèlement au spectre optique, les astronomes ont commencé à utiliser la lumière radio, micro-ondes, infrarouge, ultraviolette, rayons X et rayons gamma provenant de sources distantes de l'Univers.

Comme nous l'avons appris dans la dernière section, puisque différents objets de l'Univers ont une température, nous pouvons les étudier en regardant le rayonnement qu'ils émettent. De plus, regarder l'Univers à travers différentes longueurs d'onde nous permet d'obtenir une description plus détaillée que si nous n'avions accès qu'à la bande visible.

Vous trouverez ci-dessous une liste des différents types de lumière. J'ai inclus dans cette description des exemples de sources astronomiques, une image d'un télescope qui utilise cette longueur d'onde de lumière et une image d'un objet pris par ce télescope. Pour tous ces télescopes, la résolution angulaire est fonction de la taille de la parabole (des longueurs d'onde plus longues nécessitent une plus grande parabole).

Les premières sources de rayons gamma ont été découvertes dans les années 1960 - il s'agissait d'éruptions solaires. Aujourd'hui, les télescopes à rayons gamma sont généralement au-dessus de l'atmosphère terrestre. C'est parce que l'atmosphère absorbe un peu de rayonnement gamma, ce qui rend extrêmement difficile l'étude à partir d'un télescope au sol.

Sources astronomiques : explosions de supernova, Soleil, création de trous noirs, désintégration de matières radioactives.


Les radiotélescopes peuvent-ils détecter la boîte noire du vol 370 de Malaysian Airlines ?

Quelqu'un a-t-il suggéré d'utiliser le GBT pour diriger ses capteurs et le faire rebondir à travers des satellites en rotation pour détecter la fréquence possible que la boîte noire de Malaysian Airlines émet avant l'arrêt du signal de la batterie de secours/d'attente. — Joie

J'ai récemment visité le NRAO au Nouveau-Mexique et je me demandais si les radiotélescopes pouvaient être utilisés pour capter les ondes sonores provenant de l'avion de ligne malaisien disparu qui émet un son à 37 Kilohertz. Si les radiotélescopes peuvent capter les ondes sonores de l'espace lointain, ils peuvent sûrement capter les ondes radio de l'océan profond ? — Madison

Répondre: Malheureusement, les radiotélescopes terrestres ne peuvent pas être utilisés pour détecter et isoler la source d'un objet comme la boîte noire d'un avion pour plusieurs raisons. Étant donné que le modèle de réponse d'un radiotélescope est directionnel, ce qui signifie qu'il est principalement sensible aux signaux provenant de la direction vers laquelle il pointe, le fait que nous ne puissions pas diriger nos radiotélescopes directement vers la zone où le MH370 est suspecté d'être impossible pour un radiotélescope terrestre de voir un tel objet. De plus, aucun des radiotélescopes de la NRAO ne fonctionne à la très basse fréquence de 37 kHz.


Quel type de rayonnement électromagnétique ne peut pas être détecté par les télescopes sur Terre ?

Les télescopes spatiaux peuvent transporter des instruments pour observer des objets émettant divers types de rayonnement électromagnétique tels que visible, infrarouge ou alors lumière ultraviolette gamma rayons ou radiographies.

De plus, quel est le type de rayonnement invisible provenant de l'espace qui peut être détecté depuis la surface de la Terre ? Rayonnement infrarouge

Justement, quel type de rayonnement est détecté par une lunette astronomique ?

radiographie et rayon gamma les télescopes détectent les très courtes longueurs d'onde de la lumière et regardent le soleil, les étoiles et les supernovas. Les télescopes réfléchissants voient la lumière visible et ils voient des choses très loin dans l'espace. Les télescopes réfracteurs détectent la lumière visible, ils voient des choses dans l'espace, mais pas aussi loin que les télescopes réfléchissants.

Quels instruments sont utilisés pour détecter les rayonnements électromagnétiques ?

Explication : Les ondes électromagnétiques ont un spectre très large. Les appareils utilisés pour les mesurer sont conçus pour répondre d'une manière ou d'une autre à leur présence (détection). Il s'agit généralement de diverses formes d'antennes pour la radio et micro-ondes, et optique/CCD pour la lumière infrarouge et visible.


Les phototélescopes chinois peuvent détecter les signes d'une tempête solaire

Cet appareil peut détecter les signes avant-coureurs lorsqu'une tempête solaire est sur le point de se produire. (Illustration).

CLST a une ouverture de 1,8 m, développée par l'Institut d'optique et d'électronique sous les auspices de l'Académie chinoise des sciences. Ce télescope solaire a capturé la première série d'images haute résolution de l'atmosphère du Soleil le 10 décembre 2019.

Solar Storm est la source de catastrophes météorologiques spatiales, qui peuvent entraîner des interruptions de communication, des pannes de courant à grande échelle, des incidents dans la sécurité de l'information et des dommages aux engins spatiaux.

Le rayonnement électromagnétique et les événements de protons solaires formés par les tempêtes solaires peuvent se déplacer vers la Terre à la vitesse de la lumière ou près de la vitesse de la lumière. Par conséquent, les avertissements de tempête solaire sont considérés comme de la plus haute importance pour minimiser les dommages causés par ce phénomène.

Fin avril 2020, une équipe de recherche à Chengdu, au sud-ouest de la province chinoise du Sichuan, a utilisé un télescope pour observer les régions actives du Soleil et obtenir des données haute résolution de l'atmosphère du Soleil pendant plus d'une heure.

Selon les scientifiques, "ce télescope solaire à ouverture de 1,8 m peut détecter tempête solaire signes d'avertissement dès que possible, fournissant un support de données solide pour les avertissements de tempête de visage. soleil et l'étude de la physique solaire".

Les scientifiques ont dit que lorsque l'opération énergie solaire de plus en plus souvent, la météo dans l'espace devient plus grave.

À l'avenir, le télescope du Soleil, équipé de systèmes de détection de champ magnétique et de détection de champ de vitesse, contribuera davantage à la détection à haute résolution de l'atmosphère du Soleil. De nombreux pays ont intensifié leurs efforts pour construire des télescopes solaires de 2 m et plus ces dernières années.

Les grands télescopes solaires du monde entier incluent actuellement GST 1,6 m aux États-Unis et GREGOR 1,5 m en Allemagne. De plus, le télescope solaire américain DKIST de 4 mètres n'a pas encore été mis en service, l'EST de 4 mètres est en cours de conception et de démarrage par l'Europe.

Avant le CLST, le plus grand télescope solaire de Chine était les nouveau 1m Soleil Vide Télescope , développé par l'Observatoire du Yunnan de l'Académie chinoise des sciences.


Qu'est-ce qu'un télescope à rayons X ? (Avec des photos)

Un télescope à rayons X est un télescope conçu pour détecter les émissions d'énergie dans le spectre des rayons X. Cette zone du spectre implique une énergie à haute fréquence et à courte longueur d'onde avec un certain nombre de propriétés intrigantes. En astronomie, les rayons X sont intéressants car ils sont associés à des zones de gaz chauds et à haute énergie, et peuvent fournir des informations importantes sur les activités des corps célestes dans de nombreuses régions du ciel, y compris la formation des étoiles et les cycles de vie des étoiles.

Les premiers télescopes à rayons X ont été développés et utilisés dans les années 1960. Un certain nombre de défis se sont présentés aux chercheurs travaillant en astronomie aux rayons X, à commencer par les interférences de la Terre. Il n'est pas possible de faire des observations radiographiques fiables depuis la surface de la Terre, obligeant les scientifiques à lancer des télescopes sur des fusées et des satellites pour collecter des données. De plus, des miroirs spécialisés sont nécessaires pour réfléchir et focaliser avec succès les rayons X dans ce type de télescope. Au fur et à mesure que la technologie s'est améliorée, les chercheurs ont pu faire des observations plus précises et plus détaillées, captant même l'énergie des rayons X très faible lorsqu'elle se déplace dans l'espace.

Les données d'un télescope à rayons X peuvent être représentées de plusieurs manières. Cette zone du spectre n'est pas visible, mais les rayons X peuvent être tracés sur un graphique visuel avec des codes de couleur ou d'ombrage pour refléter l'intensité, fournissant des informations sur la concentration d'activité dans l'espace. Les données peuvent également être représentées numériquement. Les chercheurs étudient une grande variété de phénomènes dans l'espace à l'aide de télescopes à rayons X, ainsi que de télescopes conçus pour rechercher d'autres zones du spectre non visible.

Les images réalisées avec des télescopes à rayons X peuvent être trouvées dans les manuels scolaires et sont également parfois reproduites dans les journaux si elles sont considérées comme d'intérêt public général. Une utilisation très courante du télescope à rayons X est l'observation de l'activité solaire, utilisée pour collecter des informations sur le soleil en général et également pour faire des projections sur les éruptions solaires et d'autres événements pouvant avoir un impact sur la météo sur Terre. Le soleil est très actif, produisant une richesse de matériel d'examen et d'étude au sein de la communauté scientifique.

Les chercheurs intéressés à faire des observations avec un télescope à rayons X peuvent travailler avec des agences scientifiques qui lancent ou entretiennent de tels télescopes à des fins de recherche. D'un commun accord, de nombreux membres de la communauté des physiciens coopèrent sur des observations avec une technologie coûteuse comme les télescopes à rayons X, donnant au plus grand nombre la possibilité de faire des observations et de collecter des données pour leur travail.

Depuis qu'elle a commencé à contribuer au site il y a plusieurs années, Mary a relevé le défi passionnant d'être chercheuse et écrivaine. Mary est diplômée en arts libéraux du Goddard College et passe son temps libre à lire, à cuisiner et à explorer les grands espaces.

Depuis qu'elle a commencé à contribuer au site il y a plusieurs années, Mary a relevé le défi passionnant d'être chercheuse et écrivaine. Mary est diplômée en arts libéraux du Goddard College et passe son temps libre à lire, à cuisiner et à explorer les grands espaces.


Un télescope peut-il détecter un corps noir ? - Astronomie

    Que peut faire ce radiotélescope ? À tout le moins, le système peut effectuer les opérations suivantes :

1. Détecter les micro-ondes émises par le Soleil. La majeure partie du flux micro-ondes sera une combinaison de processus thermiques (corps noir) et non thermiques.

2. Détecter les micro-ondes émises par le corps humain c'est le rayonnement du corps noir associé à une source d'environ 360 K (273 + température corporelle).

3. Détecter les micro-ondes émises par tout autre objet de température suffisamment élevée.

4. Sur la base de ce qui précède, ce système propose plusieurs expériences au niveau secondaire ou collégial impliquant le concept de rayonnement du corps noir. Il est facilement admis que les expériences sont « simples d'esprit », dans le sens où de nombreux facteurs sont simplement ignorés. La justification pour négliger ces facteurs est qu'ils sont de grandeur de second ordre. D'un autre point de vue, on pouvait espérer que les étudiants se poseraient des questions sur les effets perturbateurs au cours de l'expérimentation.

    Ce télescope particulier a été assemblé à Bellarmine College Prep. High School à San Jose, en Californie, et utilise un équipement de télévision par satellite à bande Ku (12 GHz) facilement disponible dans lequel la parabole est alimentée de manière décentrée. Le diamètre de la parabole est d'un peu plus de 24" et peut donc être facilement déplacé à travers une porte de classe typique pour des observations à l'extérieur. Ce type de parabole a l'avantage d'être plus sensible que les anciennes alimentations sur l'axe car le centre de la parabole est pas obstrué par ce qui se trouve au point focal de la parabole (généralement un convertisseur LNB--Low-Noise Block).

    Question : Qu'est-ce qu'un LNB ? Le LNB déplace le spectre du rayonnement électromagnétique entrant d'une "tranche" large de 500 MHz centrée à environ 12 GHz (c'est dans la partie micro-ondes du spectre) à une "tranche" similaire centrée à environ 1300 MHz (c'est dans la partie UHF du spectre). Dans l'application domestique typique, le récepteur de télévision par satellite (ce n'est pas le téléviseur) sélectionne l'un des nombreux canaux apparaissant dans cette "tranche" et convertit le canal sélectionné en une fréquence plus basse (généralement le canal VHF #3 ou #4 ) pour être visionné sur le téléviseur.

    Dans notre cas, le LNB était sur une ligne à 23 degrés en dessous de l'axe de la parabole, ce qui signifie que l'antenne "regardait" le long d'une ligne à 23 degrés au-dessus de l'axe de la parabole. Pour minimiser la confusion lorsque vous pointez le télescope vers un objet spécifique, un rapporteur a été installé (voir Figure 7) au sommet de la parabole. Pour une situation de classe typique, la parabole doit être montée sur un socle différent de celui normalement fourni. Nous avons utilisé un trépied robuste monté sur roulettes, comme le montre la photo à la fin de l'article. Une étagère était fixée au trépied derrière la parabole pour supporter l'enregistreur graphique et une barre d'alimentation. Le module de compensation de tension était fixé au trépied. L'ensemble du système était donc facile à déplacer dans le laboratoire ainsi que dans la cour d'école.

    Les unités « sur étagère » utilisées dans ce projet sont associées au type « analogique » de télévision par satellite. Comme, au moment de la rédaction (janvier 1996), les systèmes de télévision numérique par satellite gagnent rapidement en popularité, il devrait être possible d'acquérir un système analogique de reprise pour un prix relativement bas. Notre système, composé de la parabole et du LNB (avec le cornet d'alimentation approprié) était un Channel Master d'occasion et nous a coûté 330 $.

    Un schéma fonctionnel de notre système (système n°1) est illustré à la figure 1.

Figure 1: Schéma fonctionnel du système tel qu'il est réellement utilisé pour ce rapport. La parabole et le LNB (avec les supports associés) étaient des unités commerciales. La maison I.F. l'amplificateur et le détecteur à diode avaient une bande passante de plus de 500 MHz (le circuit est donné à la fin de cet article).

Évidemment, l'enregistreur graphique pourrait être remplacé par un DVM (voltmètre numérique) ou un système d'acquisition de données commandé par ordinateur.

    Un schéma fonctionnel d'un système de remplacement, avec un peu moins de sensibilité que le système n°1, est illustré à la figure 2.

Figure 2: Schéma fonctionnel d'un système un peu moins sensible que le précédent, mais tout à fait capable de produire tous les résultats décrits dans cet article. Ici, plutôt qu'un I.F. à large bande fait maison. amplificateur, un récepteur commercial (correspondant au LNB) est utilisé, dans lequel la bande passante effective associée au mesureur d'accord est d'environ 25 MHz.

Comme mentionné ci-dessus, un DVM ou un système d'acquisition de données contrôlé par ordinateur pourrait servir de dispositif de sortie du télescope.

Figure 3: Figure 3 : Schéma de principe d'un 'module de décalage de tension'. Dans ce cas, la polarité de la batterie compensera la tension positive apparaissant entre le connecteur d'entrée coaxial et la masse. Pour compenser une tension négative, il suffit d'inverser la batterie.

Les connecteurs de sortie étaient des bornes de connexion à 5 voies, espacées de 0,75" pour une compatibilité avec les connecteurs standard de type banane. Il peut être conseillé de connecter un condensateur à l'entrée de l'enregistreur graphique pour supprimer le bruit superposé au signal continu, surtout si l'enregistreur fonctionne à haute sensibilité (par exemple, 5 mV/pouce).

    La principale différence, du point de vue du matériel, entre les systèmes #1 et #2 est l'utilisation d'un récepteur TV par satellite "prêt à l'emploi" dans le système #2 plutôt qu'un amplificateur+détecteur fait maison. Pour ceux qui choisissent d'utiliser le système #2, le signal (une tension continue de l'ordre de dizaines de millivolts en regardant le Soleil) est prélevé sur le compteur de réglage du récepteur de télévision par satellite. La plupart des fabricants ont inclus une connexion à l'arrière du récepteur à laquelle un DVM ou un autre courant continu approprié. le compteur est connecté lors du positionnement de l'antenne pour une orientation correcte au moment de l'installation. Par conséquent, un utilisateur pourrait choisir de simplement connecter un DVM à ce connecteur, en se passant du «module de décalage de tension» ainsi que de l'enregistreur. Inutile de dire que l'enregistreur (ou quelque chose d'équivalent) est souhaitable car il fournit aux utilisateurs une copie papier des données.

    Jetons un coup d'œil à quelques expériences (même des projets d'expo-sciences) qui sont possibles avec ce système. La liste n'est pas dans un ordre particulier. Des commentaires sont ajoutés pour fournir des informations quelque peu détaillées sur la manière de procéder à l'expérience. Dans ces expériences, il est plutôt important de s'assurer qu'aucun rayonnement micro-ondes contaminant (par exemple, des lumières fluorescentes) ne pénètre dans le cornet d'alimentation. N'oubliez pas que tout ce qui est plus chaud que le zéro absolu émet des micro-ondes !

1. Température équivalente du corps noir du Soleil calme à une longueur d'onde de 2,5 cm (environ 12 000 K).

2. Démonstration que le corps humain émet des micro-ondes.

3. Démontrer que la température d'un objet est liée à l'émission de micro-ondes de cet objet, par exemple de l'azote liquide à l'eau bouillante.

4. Démontrez que le ciel clair a une température assez proche (dans un facteur de deux environ) de la température de fond des micro-ondes du Big Bang.

Expérience n°1 : La théorie de l'expérience est basée sur l'hypothèse que le champ de vision du télescope est plus grand que la taille angulaire du Soleil, et que le rapport de ces deux zones angulaires (angles solides), comme le montre la figure 4, nous indique par comment de multiplier la température obtenue à partir de la courbe d'étalonnage pour obtenir la température équivalente du corps noir du Soleil. Voir la référence 2 pour plus de détails sur cette procédure. La couverture nuageuse n'aura aucun effet notable sur ces expériences.

Figure 4 : L'aire angulaire est considérée comme proportionnelle à (D/2)^2, où D est le diamètre angulaire. Pour le Soleil, D = 0,5 deg. arc pour le télescope, D = 3 degrés d'arc. Le rapport des zones angulaires est d'environ 36. Par conséquent, si la tension de sortie du télescope correspond à une température de 340 K (sur la base de la courbe d'étalonnage), alors la température équivalente du corps noir du Soleil à 12 GHz est de 340 36 = 12 200 K.

    L'expérience implique une mesure de la largeur du faisceau à mi-puissance du télescope (c'est-à-dire le "champ de vision" aux points à mi-puissance) en utilisant une source approximativement ponctuelle (c'est-à-dire le Soleil) et l'étalonnage du télescope à environ 6 K et 300 K pour obtenir une courbe d'étalonnage. Le Soleil est approximativement une source ponctuelle parce que son diamètre angulaire (0,5 degrés d'arc) est bien inférieur à la largeur de faisceau typique de l'antenne (environ 3 degrés d'arc). Pour cette expérience, il faut en quelque sorte mesurer le déplacement angulaire dans le plan équatorial (en supposant que l'axe de rotation de l'antenne soit vertical).

Figure 5 : Enregistrement graphique idéalisé montrant les manœuvres initiales pour étalonner le télescope à la température du ciel froid, indiquée par A. Le télescope est pointé dans différentes directions jusqu'à ce que la sortie minimale soit obtenue. C'est le premier point d'étalonnage. La température est nominalement de 6 K. Le télescope est alors pointé vers le sol pour obtenir un autre point d'étalonnage, B. Enfin, en C, le télescope est pointé vers le Soleil.

Expérience #2: Il s'agit d'une expérience assez simple, dans laquelle le télescope est pointé vers une partie relativement froide du ciel, puis les gens sont invités à se placer devant le télescope. Il y aura une déviation très notable puisque le récepteur ne répond qu'aux micro-ondes. Pour les sceptiques, un sac poubelle en plastique noir peut être placé devant le cornet d'alimentation pour vérifier que ce n'est pas un rayonnement électromagnétique visible qui fait que le dispositif de sortie indique la présence de micro-ondes). Étant donné que le corps humain typique ne remplit probablement pas le champ de vision du télescope, il n'est donc pas vraiment possible de déterminer la température équivalente du corps noir du corps humain impliqué. Cependant, le fait que le périphérique de sortie monte en gamme indique que des micro-ondes sont émises. On a observé que les étudiants rivalisaient entre eux pour voir qui est le «plus chaud» ou «le plus cool» du groupe.

Figure 6 : Enregistrement graphique idéalisé pour l'expérience #2. Au début, le télescope est réglé de manière à regarder à environ 20 degrés au-dessus de l'horizon vers un ciel vide (pas d'arbres, de satellites, etc. autorisés), puis d'avant en arrière le long de l'azimut (environ 10 degrés environ) jusqu'à ce qu'il soit en regardant la partie la plus froide du ciel, cela produit une déviation minimale du stylo, marquée A sur la carte. Ensuite, une personne monte sur une petite échelle et se tient devant la parabole de manière à remplir autant que possible la largeur du faisceau du télescope. Tenez-vous à environ un mètre du LNB. La déviation est marquée B pour cette personne en particulier. La déviation pour une autre personne est marquée C, etc.
Expérience #3: Pour montrer que l'intensité des micro-ondes est associée à la température d'un objet, l'idée est de placer un objet de température variable à un endroit approprié devant le télescope puis de surveiller la sortie en fonction de la température. Pour simplifier, l'objet doit sous-tendre une taille angulaire constante par rapport à l'antenne. Il s'avère qu'un bécher en verre (1L) placé juste devant le cornet d'alimentation (c'est-à-dire juste au niveau du LNB) est satisfaisant car il remplit une grande partie (sinon la totalité) de l'ouverture du cornet d'alimentation. Un bécher ou une bouteille en polystyrène serait encore plus satisfaisant.

    Une plate-forme appropriée est nécessaire pour maintenir le bécher juste devant la corne. Un exercice préliminaire pourrait être de faire pointer l'antenne dans une direction arbitraire dans la salle de classe, puis de placer un bécher vide sur le support et de vérifier que le bécher n'affecte pas le comportement de l'appareil.

    En fait, si seulement cette expérience particulière est nécessaire. alors il n'est pas nécessaire d'avoir l'antenne parabolique. Placez simplement le LNB (avec son cornet d'alimentation) sur un support approprié et procédez à partir de là. Comme mentionné ci-dessus, il est nécessaire de garder à l'esprit que l'intérieur de la salle de classe est à environ 300 K et remplit donc la salle de classe de micro-ondes. S'il y a des lampes fluorescentes dans la pièce, le rayonnement micro-ondes ambiant est encore plus intense.

Image 7 : Un schéma fonctionnel de l'arrangement expérimental pour mesurer l'émission de micro-ondes d'un objet (par exemple, de l'eau) à différentes températures. Un porte-bécher approprié doit être installé plus ou moins comme indiqué. Dans notre expérience, nous avons simplement rempli le bécher d'eau à plusieurs températures différentes et mesuré la sortie du télescope (nous pourrions aussi l'appeler un radiomètre à micro-ondes) à chaque fois. Il est plutôt important de s'assurer qu'aucun rayonnement micro-ondes contaminant (par exemple, provenant de lampes fluorescentes) ne pénètre dans le cornet d'alimentation.
Figure 8: Un graphe idéalisé obtenu en utilisant la procédure décrite ci-dessus. Le module de décalage de tension a été utilisé pour régler la tension de sortie du système (tension d'entrée à l'enregistreur graphique ou équivalent) à zéro volt lorsque la substance était à 0o C. Notez que les données ne suivent pas une ligne droite, peut-être contrairement à expectation. The basic reason is that the blackbody radiation depends on the fourth power of the blackbody temperature. Also, the LNB itself produces microwaves consistent with an object at a temperature specified by the 'Noise Temperature' of the LNB (given by the manufacturer usually about 50 K for typical off-the-shelf units). For the purposes of the experiment, however, it suffices to find that the temperature of the substance and its associated blackbody microwave emission are related in a fairly simple manner.

1. John D. Kraus, Radio Astronomy, 2nd ed., Cygnus Quasar Book, P.O. Box 85, Powell, OH, 43065. The book is also available from Radio-Sky Publishing, P.O. Box 3552, Louisville, KY., 40201 email [email protected]

2. George Lo and William Lonc, "Solar Temperature at 4GHz: An undergraduate experiment," Am.J.Phys., 54, 843-6 (1986). Additional discussions of concepts and projects suitable for senior high-school will be found in the book Radio Astronomy Projects, (by W. Lonc) available from Radio-Sky Publishing for $20 plus $3 shipping.

C1: 10 uF
C2: 0.1 uF
C3: 0.001 uF
C4: 4.7 pF

L: 6 uH
R1: 470, 1/8 watt
R2: 100, 1/4 watt

    The home-built I.F. amplifier module has three micro-monolithic integrated circuits (MMIC's), and the circuit is shown in Figure 9. Using these MMIC's greatly simplifies construction of a wide-band amplifier. The input and output impedance of both the converter and home-built I.F. module is a nominal 50 ohms. Note that the I.F. amplifier supplies the power (18 volts at approximately 0.1 amperes) to the converter and does this by sending this d.c. power along the coax cable between the converter and the I.F. amplifier module. This is an example of 'multiplexing'. The I.F. amplifier module needs about 10 volts at some 25 mA. In our experiment, we simply used a resistor of about 250 ohms between points A and B in Figure 9 and fed 18 volts to the module as shown.


The completed Classroom Radio Telescope

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Telescopes Unite in Unprecedented Observations of Famous Black Hole



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More Information
Video compilation: NASA/GSFC/SVS/M.Subbarao & NASA/CXC/SAO/A.Jubett

In April 2019, scientists released the first image of a black hole in the galaxy M87 using the Event Horizon Telescope (EHT). This supermassive black hole weighs 6.5 billion times the mass of the sun and is located at the center of M87, about 55 million light-years from Earth.

The supermassive black hole is powering jets of particles that travel at almost the speed of light, as described in our latest press release. These jets produce light spanning the entire electromagnetic spectrum, from radio waves to visible light to gamma rays.

To gain crucial insight into the black hole's properties and help interpret the EHT image, scientists coordinated observations with 19 of the world's most powerful telescopes on the ground and in space, collecting light from across the spectrum. This is the largest simultaneous observing campaign ever undertaken on a supermassive black hole with jets.

The NASA telescopes involved in this observing campaign included the Chandra X-ray Observatory, Hubble Space Telescope, Neil Gehrels Swift Observatory, the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR), and the Fermi Gamma-ray Space Telescope.

Beginning with the EHT's now iconic image of M87, a new video takes viewers on a journey through the data from each telescope. The video shows data across many factors of ten in scale, both of wavelengths of light and physical size. The sequence begins with the EHT image of the black hole in M87 released in April 2019 (the data was obtained in April 2017). It then moves through images from other radio telescope arrays from around the globe, moving outward in the field of view during each step. (The scale for the width of squares is given in light years in the bottom right hand corner).

Next, the view changes to telescopes that detect visible light (Hubble and Swift), ultraviolet light (Swift), and X-rays (Chandra and NuSTAR). The screen splits to show how these images, which cover the same amount of the sky at the same time, compare to one another. The sequence finishes by showing what gamma ray telescopes on the ground, and Fermi in space, detect from this black hole and its jet.

Throughout the sequence the smallest detail that the array or telescope can see increases in size by a large amount. For example the smallest details that the EHT, Chandra, and Fermi can see are 0.0067, 130 and 330,000 light-years respectively. Only the EHT can detect the black hole's shadow, and at the other extreme, Fermi is not able to determine whether the gamma ray emission it detects comes from regions close to the black hole, or from the jet.

The data were collected by a team of 760 scientists and engineers from nearly 200 institutions, 32 countries or regions, using observatories funded by agencies and institutions around the globe. The observations were concentrated from the end of March to the middle of April 2017.

The Astrophysical Journal Letter describing these results is available here. This paper was led by 33 members of the EHT Multiwavelength Working Group, and includes as coauthors members of the following collaborations: the entire Event Horizon Telescope Collaboration the Fermi Large Area Telescope Collaboration the H.E.S.S collaboration the MAGIC collaboration the VERITAS collaboration and the EAVN collaboration. The coordinators of the EHT Multiwavelength Science Working Group are Sera Markoff, Kazuhiro Hada, and Daryl Haggard, as well as coordinating work on the paper. Juan Carlos Algaba and Mislav Baloković also coordinated work on the paper.

The 2017 campaign involved a large number of observatories and telescopes. At radio wavelengths it involved: the European Very Long Baseline Interferometry (VLBI) Network (EVN) on May 9, 2017 the High Sensitivity Array (HSA), which includes the Very Large Array (VLA), the Effelsberg 100m antenna and the 10 stations of the National Radio Astronomy Observatory (NRAO) Very Long Baseline Array (VLBA) on May 15, 16 and 20 the VLBI Exploration of Radio Astronomy (VERA) over 17 different times in 2017 the Korean VLBI Network (KVN) over seven epochs between March and December the East Asian VLBI Network (EAVN) and the KVN and VERA Array (KaVA) , over 14 epochs between March and May 2017 the VLBA on May 5, 2017 the Global Millimeter-VLBI-Array (GMVA) on March 30, 2017 the Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) the Submillimeter Array (SMA) as part of an ongoing monitoring program. At ultraviolet (UV) wavelengths it involved the Neil Gehrels Swift Observatory (Swift) with multiple observations between March 22 and April 20, 2017 and at optical wavelengths: Swift and the Hubble Space Telescope on April 7, 12, and 17, 2017. (The Hubble data were retrieved from the Hubble archive because it was part of an independent observing program.) At X-ray wavelengths it involved the Chandra X-ray Observatory on April 11 and 14, 2017 the Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) on April 11 and 14, 2017 and Swift. At gamma-ray wavelengths it involved Fermi from March 22 to April 20, 2017 the High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S) the Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov (MAGIC) telescopes, and the Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS).

NASA's Marshall Space Flight Center in Huntsville, Alabama, manages the Chandra program for NASA's Science Mission Directorate in Washington. The Smithsonian Astrophysical Observatory in Cambridge, Massachusetts, controls Chandra's science and flight operations.

The EHT Multi-wavelength (MWL) Working Group is a collective of EHT Collaboration members and external partners working together to ensure broadband MWL coverage during EHT campaigns, to maximize science output. The EHT collaboration involves more than 300 researchers from Africa, Asia, Europe, North and South America. The international collaboration is working to capture the most detailed black hole images ever obtained by creating a virtual Earth-sized telescope. Supported by considerable international investment, the EHT links existing telescopes using novel systems — creating a fundamentally new instrument with the highest angular resolving power that has yet been achieved.


Commentaires

December 2, 2011 at 4:31 pm

It's remarkable and inspiring to see that 34-year-old spacecraft can still be generating interesting scientific data. What a credit to the engineers who created the mission. Well done, NASA.

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December 2, 2011 at 5:11 pm

I had heard of Lyman-alpha before but didn't know much about it. This filled in a gap in my knowledge.

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December 5, 2011 at 9:35 am

Thirty-four years ago began my passion for astronomy, this event was my personal "Big Bang"


Can you see exoplanets with a telescope?

The answer is probably no but I wanted to check just in case. What about using telescope + camera?

#2 Yogurthawk

I'm not an expert in this field and I've never actually tried myself, but my intuition is that no, you could not visually "see" an exoplanet through any amateur telescope.

However, you could most definitely détecter an exoplanet through several methods, the most straightforward being the transit method. The transit method involves attaching a camera to a lens/telescope, and pointing it at a star/group of stars. The idea here is that if we graph intensity of the light coming from the star over time, if an exoplanet orbiting a star were to come between our telescope's view and the star itself (think eclipse), we would see a drop in intensity over time in the form of a smooth bell curve. You could then conclude that you have detected evidence of an exoplanet orbiting a star.

#3 S.Boerner

The AAVSO's Exoplanet Observing Guide by Dennis Conti explains how to do it via imaging.

#4 Krzysztof z bagien

There are some actual pictures of exoplanets, eg. taken by Hubble Space Telescope, like Fomalhaut b.

Keep in mind that HST has 2.4m diameter mirror, and is not affected by Earth's atmosphere - so if you mean amateur telescope - answer is "no", not even with the best camera. What is available for amateurs unfortunately isn't even close to HST, and exoplanets are simply to faint to be seen. They can be detected indirectly however.

Edited by Krzysztof z bagien, 24 March 2020 - 11:40 PM.

#5 SillySMS

You might be able to detect its presence via the transit method and a good astrophotography rig, but actual images are exceedingly difficult for megascopes like Hubble, LBT and Keck, nevermind our dinky scopes.

#6 Dave Mitsky

The AAVSO's Exoplanet Observing Guide by Dennis Conti explains how to do it via imaging.

Just to make it clear, this pdf concerns using the transit method to detect exoplanets, which isn't really "seeing" in the usual sense of the word.

#7 Waddensky

No, you can't. If we take Jupiter as an example, from a distance of only 10 pc the planet would appear as a mag 25.9 point of light (assuming a fully illuminated disk), separated by just 0.5 arcsec from the mag 4.8 Sun (source). Amateur telescopes are not able to reach this visual limiting magnitude, or the required resolution and magnification needed to separate the pair. Even the Hubble Space Telescope, although able to image 25.9 visual magnitude, does not have enough angular resolution to make the planet stand out next to the star.

#8 slavicek

Of course you can! That is if you are a billionaire. Just buy JWST #2 and you are all set. There is no written limit to the size on amateur telescopes. It's only question of how much money you are willing to spend.

#9 kathyastro

I know some amateurs who are doing expolanet observations using the transit method. But imaging them is out of the question.

Most expolanets discovered to date are in really small orbits, smaller than Mercury's orbit. You would need a large expolanet in an exceptionally wide orbit, close to our solar system to have a chance of seeing one. I don't think there are any that fit the bill.

#10 Kon Dealer

#11 tleroy1

Interesting question and lots of interesting answers.

I wouldn't have thought even with the transit method it would be within reach of amateurs. Nice to know it's a possibility to be able to detect planets for those with the skill and patience!

#12 Diomedes

Really good stuff, the transit method sounds like something I wan't to try out when I get a bit more experience. I can "see" where the exoplanets are using Stellarium which is cool. By the way,this question came out of reading the Celestial Handbook.

Let us then imagine a scale model of the Solar
System, with the Earth represented as a speck one inch away from the pinpoint
Sun. Pluto is then about 3½ feet from the Sun. The nearest star on this model will
be nearly 4½ miles away. And all the stars are, on the average, as far from each
other as the nearest ones are from us.

Imagine, then, several hundred billion stars scattered throughout space, each
one another Sun, each one separated by a distance of several light years from its
nearest neighbors. Comprehend, if you can, the almost terrifying isolation of any
one star in space. How many of these distant Suns are surrounded by planetary
systems, and how many other inhabited worlds may exist somewhere? Have we
any hope of ever knowing? For a planet the size of the Earth would be completely
beyond the range of any telescope in the world, even at the distance of the very
nearest of the stars.