Astronomie

Plusieurs étoiles en ligne

Plusieurs étoiles en ligne

Je peux voir plusieurs étoiles dans le ciel, elles peuvent faire une ligne venant du sud-ouest et allant vers le nord-est à l'heure entre 18h50 et 19h00, heure indienne à la date du 13.1.20. Quelles pourraient être ces trois étoiles ?


Cela pourrait être orion car en cette saison, c'est assez clair en Inde. Orion a trois étoiles en ligne un peu droite.

Depuis le planétarium d'in-the-sky.org à 19h00 heure indienne près du centre du sous-continent, la ceinture d'Orion est haute dans le ciel et s'étend de l'est-sud-est verticalement vers le zénith.


Castor c'est six étoiles en une

L'œil voit Castor (Alpha Geminorum) comme une seule étoile. Mais il y a 3 paires binaires dans ce seul point de lumière, ou 6 étoiles ici. Nous pensons généralement à Castor et à une autre étoile brillante, Pollux. Castor et Pollux sont parfois appelés "jumeaux" dans la constellation des Gémeaux, mais ils sont vraiment très différents. Pour voir Castor et Pollux ensemble, consultez l'image ci-dessous par Rogelio Bernal Andreo. Cette image est via Fred Espenak.

À l'œil nu, l'étoile Castor dans la constellation des Gémeaux les Jumeaux apparaît comme un point lumineux brillant. Mais il s'agit en fait de trois paires d'étoiles binaires - six étoiles en tout - dans une danse complexe autour d'un centre de masse commun.

Même un télescope assez petit montrera Castor comme deux étoiles. Une étoile beaucoup plus faible à proximité peut également être aperçue, elle fait également partie du système Castor. Chacune de ces trois étoiles – appelée Castor A, B et C – est également double. Leur duplicité ne peut pas être vue directement dans les télescopes, mais elle peut être discernée via des données spectroscopiques, c'est-à-dire en divisant la lumière des étoiles en ses couleurs composantes.

Les deux plus gros composants visibles du système Castor sont des étoiles chaudes de type A. Les plus petits composants sont des étoiles naines rouges froides de type M.

La masse des six étoiles réunies est, très grossièrement, environ six fois celle du soleil.

Une image des 3 étoiles de Castor appelées A, B et C prise à l'observatoire Pine Mountain de l'Université de l'Oregon. Chaque étoile, à son tour, a son propre compagnon stellaire qui ne peut être détecté que par spectroscopie. L'image en médaillon est une exposition plus courte des étoiles A et B afin que leur séparation puisse être mesurée avec précision. Deux nombres sont également enregistrés sur l'image. L'un est l'angle de position, qui, dans cette image, est la position angulaire d'une étoile faible par rapport à l'étoile la plus brillante A, mesurée dans une direction nord-est. Le deuxième nombre est la séparation angulaire entre une paire d'étoiles en secondes d'arc (1/3600 de degré). Par exemple, l'étoile C a un angle de position de 163,7 degrés par rapport à A et une séparation de 70,1 secondes d'arc. Image via Pine Mountain Observatory / Journal of Double Star Observations. Cette figure montre la hiérarchie des orbites du système stellaire de Castor, ainsi que chacune de leurs périodes orbitales et leur séparation les unes des autres. Castor Aa et Ba sont en orbite l'une autour de l'autre et ont chacun leur propre compagnon stellaire, Ab et Bb, respectivement. Castor C, composé du couple binaire Ca et Cb, est plus éloigné et orbite autour de Castor Aa/Ab et Ba/Bb. Chiffre via Wikipédia.

Castor est la deuxième étoile la plus brillante de la constellation des Gémeaux les Jumeaux. Il brille d'une lumière blanche brillante contrastant avec la lueur dorée de son étoile céleste Pollux, également en Gémeaux.

Pollux ne fait pas partie des 6 étoiles du système Castor. Lorsque nous parlons des six étoiles du système Castor, nous voulons dire que le seul point de lumière que nous voyons en tant que Castor est constitué de six étoiles. Mais Pollux est à proximité, et à peu près aussi brillant que Castor. Les premiers astronomes ont identifié Castor et Pollux comme des "jumeaux".

Une image de Pollux (à gauche) et Castor (à droite), montrant leurs différences de couleur. Pollux est plus doré. Castor est plus blanc, avec une teinte de bleu. Castor à lui seul vaut 6 étoiles ! Image via Rogelio Bernal Andreo/RBA Premium Astrophotography. Utilisé avec autorisation.

Voici deux façons de trouver Pollux et Castor. D'un emplacement de l'hémisphère nord face généralement vers le nord pour trouver l'astérisme de la Grande Ourse dans la constellation de la Grande Ourse. Tracez une ligne imaginaire en diagonale à travers le bol de la Grande Ourse, de l'étoile Megrez à l'étoile Merak. tu vas dans la direction opposé de la poignée de la Grande Ourse’s.

Cette ligne pointera vers Castor et Pollux.

Tracez une ligne imaginaire en diagonale à travers le bol de la Grande Ourse pour localiser Castor et Pollux.

Voici la deuxième façon de trouver Caster et Pollux. Visage en général vers le sud pendant les mois d'hiver à partir d'un emplacement de l'hémisphère nord - ou généralement au-dessus de vous au cours de ces mêmes mois, les mois d'été dans l'hémisphère sud - et recherchez la très remarquable constellation d'Orion le chasseur. Vous le repérerez facilement en recherchant les trois étoiles moyennement brillantes qui composent la ceinture Orion. Une ligne tracée de Rigel à travers Bételgeuse à Orion – s'étendant peut-être trois fois la distance qui les sépare – passe près des Gémeaux’s jumeaux.

Tracez une ligne imaginaire de Rigel à Bételgeuse jusqu'à Castor et Pollux.

A 34 années-lumière, Pollux est plus proche de nous tandis que Castor se trouve à 51 années-lumière. Ainsi Pollux et Castor ne sont pas liés gravitationnellement, mais seulement proches l'un de l'autre le long de notre ligne de mire. Leur proximité dans notre ciel est ce qui les rend faciles à repérer.

Les étoiles jumelles sont proches de la trajectoire de la lune dans notre ciel. La lune ne passe pas à plus de 15 degrés au sud, et parfois à moins de 5 degrés au sud, de Castor un jour de chaque mois. Pour cette raison, la lune pourrait vous aider à trouver Castor.

Le soleil passe le plus près de Castor le ou vers le 14 juillet et, par conséquent, l'étoile ne peut pas être vue plusieurs semaines avant cette date ou plusieurs semaines après. En dehors de cette période, les observateurs intrépides peuvent trouver Castor à une certaine heure de la nuit pendant environ 10 mois de l'année.

Copie d'une ancienne statue romaine de Castor et Pollux par Joseph Nollekens (1737 – 1823), au Victoria & Albert Museum. Image via ketrin1407 / Wikimedia Commons.

Histoire et mythologie de Castor. Castor est désigné Alpha Geminorum. La plupart des étoiles alpha sont les plus brillantes de leurs constellations, mais Castor est légèrement plus faible que Pollux.

La raison du nom Castor n'est pas claire, bien qu'il n'y ait aucun lien spécifique avec un castor, c'est ce que le mot veut dire en latin. On ne sait pas non plus pourquoi cette étoile porte l'appellation d'alpha, une étiquette généralement apposée sur l'étoile la plus brillante d'une constellation. Castor est clairement secondaire en luminosité à Pollux, qui s'appelle officiellement Beta Geminorum.

Il y a beaucoup de mythologie associée à ces deux étoiles, généralement uniquement en conjonction l'une avec l'autre. Ils sont généralement considérés comme jumeaux. Dans la mythologie grecque, Pollux est immortel, le fils de Zeus, et Castor est mortel, le fils du roi Tyndare de Sparte. Ainsi, ils étaient vraiment des demi-frères plutôt que de vrais jumeaux, avec une mère commune dans la reine Léda. Leur conception et leur naissance, cependant, ont été une affaire compliquée et improbable, leur mère succombant à la fois à Zeus (déguisé en cygne) et au roi Tyndareus la même nuit, avec la naissance non seulement de Castor et Pollux, mais de leur sœur. Hélène de Troie. Castor et Pollux faisaient plus tard partie des Argonautes qui ont navigué avec Jason à la recherche de la Toison d'or, et en raison de leur dévotion mutuelle, Zeus les a placés tous les deux dans les cieux à leur mort, afin qu'ils puissent rester ensemble pour toujours.

Bien que de nombreuses cultures considéraient Castor et Pollux comme des jumeaux, les premiers chrétiens les appelaient parfois David et Jonathan, alors que les Arabes les connaissaient comme des paons. La connotation la plus inattendue pour les jumeaux (avec le reste des Gémeaux) était peut-être celle d'un "tas de briques" comme l'a rapporté Richard Hinckley Allen. Apparemment, le tas de briques représentait la fondation de Rome, et dans ce contexte, Castor et Pollux étaient associés à Romulus et Remus, les fondateurs jumeaux légendaires de la ville.

La position de Castor est AD : 07h 34m 36s, déc : +31° 53′ 19″

Une image de Castor A et B à travers un télescope. À l'œil nu, ils apparaissent comme une seule étoile. Chacun d'eux, à son tour, a un faible compagnon stellaire. La troisième paire binaire n'est pas visible sur cette image. Image via 1CM69/Flickr.

Conclusion : l'étoile Castor, qui apparaît comme l'une des deux étoiles brillantes de la constellation des Gémeaux les Jumeaux, est en fait un système à six étoiles.


Webcams d'astronomie et de télescope

La science naturelle de l'astronomie comprend l'étude des corps astronomiques ou célestes dont la découverte scientifique a démontré qu'ils existent dans l'univers observable en dehors de l'atmosphère terrestre, leur composition physique et chimique et leur évolution. De tels corps soumis à l'observation astronomique sont connus pour inclure une variété de planètes, de nébuleuses lunaires, d'étoiles et même de galaxies entières.

En tant que l'une des plus anciennes sciences de l'histoire du monde, plusieurs civilisations primordiales dont les Egyptiens, les Chinois, les Mayas, les Grecs et les Babyloniens ont laissé une grande variété de reliques de nature astronomique telles que les monuments nubiens et égyptiens illustrant leurs pratiques d'observation méthodique. le ciel la nuit. Cependant, ce n'est qu'avec l'invention du télescope en 1608 par le fabricant de lunettes germano-néerlandais Hans Lippershey que l'humanité a pu faire de l'astronomie une science des temps modernes.

L'histoire enregistre l'astronomie primitive comme l'étude d'un certain nombre de domaines bien connus tels que la navigation céleste, la fabrication de calendriers, l'astronomie d'observation et l'astrométrie qui impliquaient des mesures précises des positions et des mouvements des corps célestes et des étoiles dans notre système solaire. La science moderne d'aujourd'hui s'est développée de telle manière que l'astronomie professionnelle est à un niveau comparable à l'astrophysique.

Aujourd'hui, il existe une variété de télescopes utilisés en astronomie, dont beaucoup sont basés à terre tandis que d'autres, comme le télescope spatial Hubble, sont exploités dans l'espace.

Faits sur l'astronomie et les télescopes

Au début de l'histoire, on pensait que l'astronomie consistait en des prédictions et des observations d'objets uniquement visibles à l'œil nu via un certain nombre de sites tels que le monument préhistorique du Wiltshire, en Angleterre, connu sous le nom de Stonehenge.

Avant l'invention du télescope, les premiers astronomes étudiaient les étoiles en se tenant debout sur un grand bâtiment offrant une bonne vue.

C'est le mathématicien, physicien, philosophe, ingénieur et astronome italien Galileo Galilei qui a ouvert la voie à l'astronomie en 1610 lorsqu'il a découvert les lunes de Jupiter, les collines et les vallées de la lune, les phases de la planète Vénus et plus tard les taches sur le Soleil.

Avec le développement de la civilisation principalement en Grèce, en Chine, en Égypte, en Amérique centrale et en Mésopotamie, un certain nombre de centres dédiés à l'astronomie ont été fondés afin de déterminer la nature et l'évolution de l'univers. Cela comprenait la cartographie des positions des planètes et des étoiles connues dans une science qui n'est pas connue aujourd'hui sous le nom d'astrométrie. C'est grâce à ces observations que des théories basées sur la nature du soleil et des planètes ont été formées. Cette théorie spéculative incorrecte devint plus tard connue sous le nom de modèle géocentrique qui suggérait que la Terre et non le Soleil était le centre de l'Univers.

Christiaan Huygens, assisté de son frère après un effort long et excessif, a créé les premiers télescopes puissants fabriqués à partir de la construction képlérienne qui ont été utilisés en 1655 pour découvrir le satellite le plus brillant de la planète Saturne, la lune Titan.

L'astronomie professionnelle du 20e siècle était divisée en une branche théorique et une branche observationnelle, tandis que l'astronomie observationnelle est principalement axée sur l'acquisition de données provenant d'objets étudiés astronomiquement, tandis que l'astronomie théorique est connue pour le développement de modèles analytiques. pour détailler les objets célestes et les phénomènes inexpliqués.

L'astronomie observationnelle est connue pour inclure la radioastronomie, l'astronomie infrarouge, l'astronomie optique, l'ultraviolet, les rayons X, les rayons gamma, les démons non basés sur le spectre électromagnétique connu et la mécanique céleste.

L'astronomie théorique comprend la dynamique et l'évolution des étoiles, la formation et l'évolution des galaxies, l'étude de la matière à grande échelle dans l'univers, la physique des astroparticules et une variété d'autres sujets.

Diffusion en direct de la Station spatiale internationale

La Station spatiale internationale via UStream Networks permet aux téléspectateurs de regarder un flux vidéo en direct à partir d'un certain nombre de caméras montées sur le côté de la station spatiale offrant une vue spectaculaire sur la Terre ainsi que certaines activités effectuées par l'équipage en service. Le flux en direct consiste souvent en des conversations audio sélectives entre Mission Control et l'équipe. La vidéo accessible en cliquant sur le lien ci-dessous n'est disponible que lorsque la station établit un lien de communication au sol, et avec la station en orbite autour de la Terre toutes les 90 minutes, les téléspectateurs rencontreront un coucher ou un lever de soleil à peu près toutes les 45 minutes. période.

Webcam de l'ESTRACK CEBREROS

Achevées en septembre 2005, les antennes Ceberos situées en Espagne ont été utilisées pour communiquer et soutenir un certain nombre de sondes scientifiques et d'engins spatiaux de l'ESA, notamment SMART-1, Mars Express, Venus Express et Rosetta en utilisant des équipements de pointe. Actuellement, les antennes sont exploitées à distance depuis le réseau européen de localisation spatiale ou ESTRAK.

L'installation contient une webcam extérieure permettant une diffusion en direct de l'antenne en visitant le lien ci-dessous.

Webcam de construction du télescope spatial James Webb

Actuellement en développement, le télescope spatial James Webb, souvent appelé successeur du télescope spatial Hubble, est un télescope spatial programmé conçu pour les observations infrarouges.

Le site Web en ligne de la Nasa permet aux téléspectateurs en ligne d'accéder à leur bâtiment de construction contenant deux webcams présentant l'avancement de la construction des côtés gauche et droit du bâtiment, mises à jour toutes les soixante secondes. Les téléspectateurs remarqueront que la salle blanche est principalement occupée par des travailleurs entre 8h00 et 16h30 du lundi au vendredi, heure normale de l'Est.

Webcam du télescope de Liverpool

Le télescope de Liverpool situé à l'observatoire Roque de los Muchachos à La Palma est reconnu comme l'un des plus grands télescopes robotiques utilisés aujourd'hui, qui a été développé par la filiale de l'Université Liverpool John Moores de Liverpool, en Angleterre. Aujourd'hui, le télescope est exploité par l'Institut de recherche en astrophysique de Merseyside, au Royaume-Uni, et reçoit souvent un financement partiel de l'organisme gouvernemental britannique connu sous le nom de Science and Technologies Facilities Council.

Les téléspectateurs du site Web du télescope de Liverpool peuvent visionner un flux vidéo en direct du télescope en cliquant sur le lien ci-dessous.

Ici vous pouvez trouver des webcams de télescopes en direct et d'autres télescopes liés à l'astronomie. Certains sites vous permettent de contrôler les télescopes depuis votre ordinateur. Certains vous donnent des vues sur des télescopes célèbres du monde entier.

Caltech Astronomy : webcam du télescope Hale de l'observatoire Palomar

Cette webcam vous montre le célèbre télescope Hale de l'observatoire Palomar. La caméra peut être sombre la nuit.

Télescope robotique Bradford

Le télescope robotique Bradford est similaire à Slooh - une collection de télescopes et d'autres instruments qui peuvent être consultés en créant un compte gratuit. Le télescope est situé sur le mont Teide en Espagne.

SLOOH – Votre observatoire en ligne en direct

La Slooh SpaceCamera est une webcam et une communauté de télescopes en ligne. Contrôlez les télescopes et partagez des photos avec d'autres personnes ou regardez les principaux astronomes organiser des missions nocturnes en direct sur votre ordinateur. Adhésion requise.

Page d'accueil du MicroObservatoire

Micro Observatory est une autre collection de télescopes en ligne que vous pouvez visualiser et contrôler sur Internet. L'enregistrement est requis et vous pouvez ensuite mettre une demande d'image dans la file d'attente. Pas besoin d'acheter un télescope coûteux ici ! Sélectionnez des télescopes du monde entier via une carte.

Télescope mondial

WorldWide Telescope (WWT) est un projet de Microsoft Research qui permet à votre ordinateur de devenir un télescope virtuel qui vous permet de visualiser certaines des meilleures images réelles des télescopes terrestres et spatiaux du monde entier directement depuis votre navigateur Web.

Vue en direct – AXIS 232D Caméra dôme réseau

Cette webcam de télescope est située à Sydney, en Australie. Il s'agit d'une webcam PTZ, mais il semble que vous ne puissiez voir que l'observatoire et non à travers le télescope. Et bien.

Webcams du télescope SOAR

Voici quelques webcams situées à l'observatoire SOAR – Le télescope de recherche en astrophysique austral situé au Chili. Comprend une vue extérieure, intérieure, Cerro Tololo et plus encore.

Webcam du télescope BRT Tenerife

Cette webcam donne une vue de l'observatoire BRT de Tenerife ou de la caméra Night Sky. On dirait qu'il est en construction. Situé en Espagne.

UHH Physique et astronomie – Mauna Kea Web Cam

Cette webcam est située à l'observatoire Mauna Kea de l'Université d'Hawaï Hilo.

Webcam de l'éclipse totale de lune 2010

Si vous souhaitez voir l'éclipse lunaire totale de 2010 les 20 et 21 décembre, ce site peut être parfait pour ceux qui ne peuvent pas voir l'éclipse à cause des nuages ​​– ou ceux qui n'aiment pas le froid ou qui vivent en dehors de l'observation surface.

Canada France Hawaii Télescope Cam

Il s'agit d'un superbe télescope et d'une webcam pour le ciel nocturne de l'observatoire du télescope Canada-France-Hawaii à Hawaï. Observez les nuages ​​du haut de la montagne ainsi que les étoiles et les constellations. Un excellent moyen d'aller observer les étoiles et aussi d'apprendre à identifier les constellations. Le site comprend des vidéos en accéléré de la journée. L'image est mise à jour toutes les minutes.

Webcam de l'observatoire astronomique JAT

Cette webcam donne une vue en direct de l'observatoire JAT à Fairless Hills, en Pennsylvanie. Je ne sais pas s'ils ont déjà diffusé des vues du télescope, mais gardez un œil dessus et peut-être qu'ils le feront. Donne également les conditions météorologiques actuelles.


Nouvelles de l'astronomie et de l'observation

C'est votre portail vers les dernières nouvelles de l'astronomie, les rapports célestes et les conseils d'observation qui vous font dire, “wow !” Vous découvrirez ici les dernières découvertes astronomiques, telles que la première image du trou noir ou les hijinks de Bételgeuse . Découvrez pourquoi la détection des ondes gravitationnelles a inauguré une nouvelle ère de l'astronomie et pourquoi le Soleil mystérieusement silencieux fait se gratter la tête. Et c'est l'endroit idéal si vous recherchez les meilleures pluies de météores de l'année ou des aperçus de la comète la plus récente qui orne notre ciel.


Analyse des données de base et régions

Chargement du catalogue des sources ponctuelles 2MASS près de la galaxie de Sombrero (cercles verts et tableau à droite) et examen du profil radial du disque et du renflement de Sombrero (ci-dessous).

ds9 regorge d'outils avancés que vous pouvez utiliser pour analyser vos données. Je vais juste mentionner quelques-uns de mes favoris ici.

Pendant que vous avez votre mosaïque de couleurs, vérifions les données optiques SDSS par rapport à un catalogue infrarouge. Vous vous attendriez uniquement à ce que les sources lumineuses et rouges apparaissent dans les données infrarouges. Pour charger automatiquement le catalogue des sources proches de la galaxie Sombrero à partir du Two Micron All Sky Survey (2MASS), rendez-vous sur Analyse > Catalogues > Infrarouge > Sources ponctuelles 2MASS. ds9 tracera automatiquement des cercles autour de toutes les sources infrarouges de votre image et ouvrira également un tableau les répertoriant. Cliquez sur un objet dans le tableau pour le déplacer sur l'image. Vous pouvez même télécharger l'image réelle de 2MASS en allant sur Analyse > Serveurs d'images > IPAC-2MASS

Les cercles dessinés par DS9 sont appelés “regions” et constituent un outil de traçage très puissant. Dessinez vos propres régions en sélectionnant l'outil pointeur dans Modifier > Pointeur puis simplement en cliquant et en faisant glisser sur l'image. Tu peux aller à Région > Forme pour choisir un autre type de région. Les types de région incluent une variété de formes simples, de vecteurs (flèches) et de texte (vous pouvez donc écrire des étiquettes).

L'un des types de région les plus utiles est la “Projection.” Essayez-la en la sélectionnant dans Région > Forme > Projection puis en cliquant et en faisant glisser sur une source lumineuse. Une nouvelle fenêtre s'ouvrira affichant le profil de luminosité de l'image le long de la ligne que vous avez tracée. Ceci est inestimable pour jeter un rapide coup d'œil à la fonction de propagation ponctuelle d'une étoile, au profil d'une galaxie ou à un spectre de lumière dispersée qui a été enregistré sur une puce CCD.


Lignes d'émission et d'absorption

Les gens savent depuis longtemps que les étoiles sont très, très loin au dix-neuvième siècle, les astronomes ont finalement mesuré les distances à quelques étoiles proches avec une précision raisonnable. Les résultats étaient si importants - des milliers de milliards de kilomètres - que la plupart des gens pensaient que nous ne serions jamais en mesure de les visiter ou d'en apprendre beaucoup sur eux. Après tout, nous ne pouvons pas aller vers une étoile, prélever un échantillon et le ramener sur terre, tout ce que nous pouvons faire, c'est regarder la lumière de l'étoile. En fait, au moins un éminent philosophe et scientifique a déclaré publiquement que nous ne serions jamais en mesure de comprendre leurs compositions.

(Comte fait référence aux planètes dans la citation ci-dessus, il pense que nous pouvons en apprendre encore moins sur les étoiles)

Mais, il s'avère que la lumière de l'étoile code une mine d'informations sur l'état physique de son atmosphère extérieure. La lumière est produite dans les régions intérieures d'une étoile et se dirige vers la "surface" - qui fait en réalité partie de l'atmosphère gazeuse appelée photosphère. Les photons produits dans la photosphère ont de bonnes chances de s'échapper dans l'espace et, éventuellement, de nous atteindre. Cependant, lorsque les photons traversent les couches les plus externes de l'atmosphère stellaire, ils peuvent être absorbés par des atomes ou des ions dans ces couches externes. Les raies d'absorption produites par ces couches les plus externes de l'étoile nous en disent long sur la composition chimique, la température et d'autres caractéristiques de l'étoile.

Aujourd'hui, nous allons examiner les processus par lesquels les raies d'émission et d'absorption sont créées. Nous allons également faire un peu d'analyse, mais laisser la plupart pour un jour plus tard.

Spectres de raies d'émission

Des nuages ​​de gaz de faible densité flottant dans l'espace émettront lignes d'émission s'ils sont excités par l'énergie des étoiles proches. Les nébuleuses planétaires, par exemple, sont les restes d'étoiles qui ont doucement poussé leurs enveloppes extérieures vers l'extérieur dans l'espace. Certaines sont très jolies :


Voir l'image astronomique du jour du 31 octobre 1999


Voir l'image astronomique du jour du 21 mars 1999

Les étoiles centrales chaudes qui restent irradient ces fines coquilles de gaz avec des photons ultraviolets de haute énergie, qui excitent les atomes du gaz et le font briller. Le spectre d'une nébuleuse planétaire ne révèle presque rien d'autre que des raies d'émission très fortes et étroites :


Rappelez-vous que 10 Angströms = 1 nm, donc 4000 Angströms = 400 nm = lumière bleue.

Qu'est-ce que je voulais dire exactement par la phrase exciter les atomes dans le gaz? Et qu'est-ce que cela a à voir avec ces raies d'émission étroites ? Jetons un coup d'œil aux atomes individuels dans le gaz autour d'une nébuleuse planétaire.

Niveaux d'énergie atomique et transitions

Les atomes individuels sont constitués d'un noyau de charge positive entouré d'une ou plusieurs particules négatives appelées électrons. Pour une approximation grossière, les électrons tournent autour du noyau, un peu comme les planètes tournent autour du Soleil.

  1. Seules les orbites d'un certain rayon particulier sont autorisées
  2. Chaque orbite a une énergie potentielle différente : les petites orbites ont une énergie potentielle faible, les grandes orbites ont une énergie potentielle élevée
  3. Les électrons peuvent sauter entre deux orbites quelconques, mais le font instantanément
    • pour que l'électron saute vers le haut, vers une orbite plus grande, quelque chose doit fournir exactement la bonne quantité d'énergie à l'atome
    • pour que l'électron saute vers le bas, sur une orbite plus petite, l'atome doit se débarrasser exactement de la bonne quantité d'énergie

Ainsi, par exemple, un atome particulier pourrait avoir des orbites avec des niveaux d'énergie comme celui-ci :

Dans ce cas, la différence d'énergie entre la deuxième et la première orbite est &Delta E = 6 - 1 = 5 unités. Nous discuterons des détails des unités dans un instant. Maintenant, si un photon de 5 unités d'énergie arrive à courir dans cet atome, il pourrait être absorbé par l'atome, excitant l'électron de la première orbite à la deuxième orbite.

Remarquez que le photon a disparu.

Une fois que vous avez excité un atome, tout ce que vous avez à faire est d'attendre un peu finalement, l'atome redescendra à un état d'énergie inférieur, émettant lui-même un photon.

L'énergie de ce photon émis est exactement égale à la différence de niveaux d'énergie atomique entre les états initial et final. Dans cet exemple, le photon émis aurait 5 unités d'énergie.

Parce que chaque type d'atome a son propre ensemble unique de niveaux d'énergie, chaque type d'atome émettra de la lumière avec un ensemble d'énergies différent. Et, étant donné la relation entre l'énergie E d'un photon et sa longueur d'onde &lambda (ou fréquence &nu)

cela signifie que chaque type d'atome produira un ensemble de raies d'émission à ses propres longueurs d'onde uniques.

Exemple : le spectre de l'hydrogène

Par exemple, considérons l'hydrogène, l'élément le plus simple (et le plus courant) de l'univers. Il se compose d'un seul proton dans son noyau, autour duquel tourne un seul électron.

Les niveaux d'énergie d'un atome d'hydrogène suivent un schéma régulier. L'énergie de niveau m est donné par une formule simple :

Parfois, il est utile de faire une image des niveaux d'énergie.

On met le niveau "état fondamental", n=1, en bas du schéma. En haut, on met le niveau auquel l'atome sera ionisé: s'il gagne autant d'énergie, l'électron s'envole dans l'espace, pour ne jamais revenir.

On peut représenter graphiquement une transition atomique en dessinant une petite boule sur le schéma pour représenter l'énergie de l'atome. Si l'atome passe d'un niveau élevé à un niveau inférieur, il émettra un photon. L'énergie du photon est égale à la différence entre les niveaux d'énergie initial et final.

Comme mentionné précédemment, l'énergie d'un photon détermine sa longueur d'onde. Vous pouvez passer de l'un à l'autre via une formule

h est la constante de Planck et c est la vitesse de la lumière. La combinaison h fois c a la valeur pratique de 1240 eV*nm, donc

Les transitions dans lesquelles un atome d'hydrogène chute en énergie au deuxième niveau sont appelées Balmer transitions, d'après le scientifique qui le premier a mesuré très soigneusement leurs propriétés. Comme ils se produisent dans la partie visible du spectre et qu'ils impliquent l'élément le plus commun de l'univers, ils sont l'un des outils les plus puissants d'un astronome. Si vous regardez à nouveau le spectre de la nébuleuse planétaire, vous verrez plusieurs raies de Balmer :


Rappelez-vous que 10 Angströms = 1 nm, donc 4000 Angströms = 400 nm = lumière bleue.

D'autres atomes ont des spectres plus complexes que celui de l'hydrogène, il n'existe pas de formules simples décrivant leurs niveaux d'énergie. Heureusement, de nombreux scientifiques ont passé des années à mesurer les longueurs d'onde de la lumière émise et absorbée par presque toutes les variétés d'atomes (et d'ions et de molécules) que vous pouvez imaginer. Vous pouvez rechercher les longueurs d'onde de n'importe quel matériau particulier dans l'une des nombreuses compilations de raies spectrales.

Lignes d'absorption

Un spectre à haute résolution du Soleil montre beaucoup, beaucoup, BEAUCOUP de raies d'absorption sombres :

Les raies d'absorption sont basées sur le même principe physique que les raies d'émission : elles impliquent un atome sautant d'un niveau d'énergie particulier à un autre. Dans ce cas, cependant, les sauts doivent être vers le haut, d'un niveau bas à un niveau plus élevé.

Par exemple, si un photon de longueur d'onde 121 nm passe devant un atome d'hydrogène dans son état fondamental,

l'atome d'hydrogène va absorber le photon et sauter jusqu'au n=2 niveau.

Cela signifie que si nous regardons une source de rayonnement continu

à travers un nuage d'hydrogène gazeux, nous verrons une raie d'absorption sombre à 121 nm.

Nous voyons des raies d'absorption dans le spectre des étoiles ordinaires comme le Soleil parce que les couches externes ténues de l'atmosphère stellaire - appelées photosphère - absorbent une partie de la lumière continue provenant de l'intérieur chaud et dense.

Les conditions nécessaires pour produire des spectres de raies

Les raies d'émission et d'absorption peuvent nous en dire long sur une source céleste lointaine, mais elles ne se produisent que sous certaines conditions.

  • il y a des atomes de l'élément présents
  • les atomes sont dans un gaz à faible densité
  • les atomes sont excités à un niveau d'énergie particulièrement élevé par une source externe
  • il y a des atomes de l'élément présents
  • les atomes sont dans un gaz à faible densité
  • les atomes passent la plupart de leur temps dans un niveau particulier de faible énergie
  • le gaz se situe entre nous et une source de lumière continue (de toutes longueurs d'onde)

Vous trouverez ci-dessous un ensemble de spectres de trois étoiles réelles différentes et d'une étoile théorique simulée. Les trois étoiles ont des températures similaires dans leurs photosphères, de sorte que les différences dans les raies d'absorption d'un élément particulier indiquent des différences dans l'abondance de cet élément.


Image reproduite avec l'aimable autorisation de l'Observatoire européen austral

En revanche, si vous ne faites pas attention, l'analyse spectrale risque de vous égarer. Comparons le spectre de notre propre Soleil avec celui de la brillante étoile Vega.


Image reproduite avec l'aimable autorisation de Michael Lemke et Simon Jeffrey

Voici les spectres représentés sous forme de graphique plutôt que sous forme d'image. Vous pouvez voir très clairement les raies d'absorption de l'hydrogène de Balmer dans le spectre de Vega.

La réponse n'est pas évidente. Au début des années 1900, les astronomes ne le comprenaient pas et pensaient que le FER était l'un des éléments les plus courants dans l'atmosphère du Soleil, tandis que l'hydrogène en était un constituant mineur. La personne qui a résolu cette énigme et découvert la véritable composition des étoiles était une jeune femme nommée Cecilia Payne.

Devoirs pour le cours de demain

  1. Imprimez une copie du spectre de la nébuleuse planétaire PN G000.2+06.1, qui est montré en haut de cette leçon. Sur la copie imprimée,
    • identifiez et marquez les raies d'émission qui sont dues aux transitions de Balmer des atomes d'hydrogène, vous devriez pouvoir en trouver au moins 3 ou 4
    • pour chacune de ces lignes, notez le niveau d'énergie initial et le niveau d'énergie final impliqués dans la transition (c'est-à-dire pour la ligne à 656 nm, vous écririez "initial n=3, final n=2")

  • Estimez la température de cette étoile.
  • Les atomes de sodium ont les niveaux d'énergie suivants : (en quelque sorte - j'ai attribué de nouveaux nombres)

  • Vous cherchez la source d'une raie spectrale particulière ? Consultez la page Spectres de décharge de gaz.
  • Vous pouvez également jouer avec l'applet Java MiniSpectroscopy
  • Les spectres de nébuleuse planétaire montrés ci-dessus proviennent d'un article de Mantiega et al., AJ 127, 3437 (2004)

Copyright & copie Michael Richmond. Ce travail est sous licence Creative Commons.


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Glossaire

géant: une étoile de taille exagérée avec une grande photosphère étendue

mouvement propre : le changement angulaire par an dans la direction d'une étoile vue du Soleil

vitesse radiale : mouvement vers ou loin de l'observateur la composante de la vitesse relative qui se trouve dans la ligne de visée

vitesse spatiale : la vitesse et la direction totales (tridimensionnelles) avec lesquelles un objet se déplace dans l'espace par rapport au Soleil


Composition du système solaire

Located at the centre of the solar system and influencing the motion of all the other bodies through its gravitational force is the Sun, which in itself contains more than 99 percent of the mass of the system. The planets, in order of their distance outward from the Sun, are Mercury, Venus, Earth, Mars, Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune. Four planets—Jupiter through Neptune—have ring systems, and all but Mercury and Venus have one or more moons. Pluto had been officially listed among the planets since it was discovered in 1930 orbiting beyond Neptune, but in 1992 an icy object was discovered still farther from the Sun than Pluto. Many other such discoveries followed, including an object named Eris that appears to be at least as large as Pluto. It became apparent that Pluto was simply one of the larger members of this new group of objects, collectively known as the Kuiper belt. Accordingly, in August 2006 the International Astronomical Union (IAU), the organization charged by the scientific community with classifying astronomical objects, voted to revoke Pluto’s planetary status and place it under a new classification called dwarf planet. For a discussion of that action and of the definition of planet approved by the IAU, voir planet.

Any natural solar system object other than the Sun, a planet, a dwarf planet, or a moon is called a small body these include asteroids, meteoroids, and comets. Most of the several hundred thousand asteroids, or minor planets, orbit between Mars and Jupiter in a nearly flat ring called the asteroid belt. The myriad fragments of asteroids and other small pieces of solid matter (smaller than a few tens of metres across) that populate interplanetary space are often termed meteoroids to distinguish them from the larger asteroidal bodies.

The solar system’s several billion comets are found mainly in two distinct reservoirs. The more-distant one, called the Oort cloud, is a spherical shell surrounding the solar system at a distance of approximately 50,000 astronomical units (AU)—more than 1,000 times the distance of Pluto’s orbit. The other reservoir, the Kuiper belt, is a thick disk-shaped zone whose main concentration extends 30–50 AU from the Sun, beyond the orbit of Neptune but including a portion of the orbit of Pluto. (One astronomical unit is the average distance from Earth to the Sun—about 150 million km [93 million miles].) Just as asteroids can be regarded as rocky debris left over from the formation of the inner planets, Pluto, its moon Charon, Eris, and the myriad other Kuiper belt objects can be seen as surviving representatives of the icy bodies that accreted to form the cores of Neptune and Uranus. As such, Pluto and Charon may also be considered to be very large comet nuclei. The Centaur objects, a population of comet nuclei having diameters as large as 200 km (125 miles), orbit the Sun between Jupiter and Neptune, probably having been gravitationally perturbed inward from the Kuiper belt. The interplanetary medium—an exceedingly tenuous plasma (ionized gas) laced with concentrations of dust particles—extends outward from the Sun to about 123 AU.


This paper makes use of the following ALMA data: ADS/JAO.ALMA2011.0.00059.

Extended Data Figure 1 ALMA CO J = 6–5 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. une, Full map b, inner zoom. The beam size is 0.29″ × 0.25″ at PA 68°. The level step is 100 mJy per beam or 3.51 K corresponding to 3.4σ.

Extended Data Figure 2 IRAM CO J = 2–1 velocity channel map.

For each spectroscopic channel, the velocity is given at top left. une, Full map b, inner zoom. The beam size is 0.68″ × 0.31″ at PA 21°. The level step is 50 mJy per beam or 5.48 K corresponding to 3.85σ.

Extended Data Figure 3 Montage of the CO J = 6–5 data.

False colours and black contours show the integrated area. The velocity gradient is given in thick contours: blue (gas approaching), black (systemic velocity) and red (gas receding). Stars show the location of Aa (south) and Ab (north). The two large ellipses show the ring edges. The three spectra sets (oui axis, intensity in units of Jy per beam X axis, velocity in units of km s −1 ) show the velocity gradient along the northern/southern CO J = 6–5 clump, respectively (dominated by rotation). On spectra, the red line is the systemic velocity (6.4 km s −1 ). From east to west, the black contours correspond to velocity contours of 6.0, 6.4 and 6.8 km s −1 . The systemic velocity contour passes between the two stars (barycentre). The single spectrum corresponds to the location of the hotspot.

Extended Data Figure 4 Dust ring best model.

une, ALMA continuum data at 0.45 mm (emission from Aa circumstellar disk has been removed). b, Best model at 0.45 mm, same contour levels. c, Difference between the observations and the best model, contour levels correspond to 2σ. , e, F, As une, b, c but for the IRAM continuum data at 1.3 mm.


Voir la vidéo: DES LUMIÈRES ÉTRANGES DANS LE CIEL. Phénomène spatial ou invasion extraterrestre? (Septembre 2021).