Astronomie

Quand le nombre d'étoiles sera-t-il maximum ?

Quand le nombre d'étoiles sera-t-il maximum ?

Il y a très grossièrement une « taupe » d'étoiles dans l'univers. Wikipédia cite une estimation de $3 x 10^{23}$ bien que le nombre soit associé à un certain débat et à l'incertitude.

J'aimerais savoir s'il existe des estimations du moment où le nombre d'étoiles dans l'univers sera maximal. Est-ce qu'il devrait augmenter asymptotiquement jusqu'à un certain maximum, ou va-t-il culminer puis diminuer.

Je suppose que cela pourrait dépendre de la définition de "étoile", si les objets naines brunes ou noires sont comptés ou non. Je ne veux pas pré-spécifier, il est plus probable qu'une bonne réponse bien informée inclura cette information.


TL ; DR Entre aujourd'hui et quelques centaines de milliards d'années. (Pour un volume co-moving) Maintenant, lisez la suite.

Si les restes stellaires sont inclus, alors la réponse est très lointaine dans le futur, si et quand les constituants des baryons commenceront à se désintégrer. Supposons donc que les "étoiles" désignent les choses qui subissent des réactions de fusion nucléaire pour alimenter leur luminosité. Supposons en outre que la fonction de masse stellaire, ($N(m)$ est le nombre d'étoiles par unité de masse) que l'on voit au voisinage du Soleil est représentatif des populations de toutes les galaxies à tout moment (difficile de se lancer, sans le supposer).

Le nombre d'étoiles nées est égal à la somme dans le temps (l'intégrale) et dans la masse de $N(m)$ multiplié par la vitesse à laquelle la masse est transformée en étoiles dans un volume mobile de l'univers $Phi(t)$.

Nous devons ensuite soustraire une somme au fil du temps et de la masse du taux de mort stellaire dans le même volume mobile. Le taux de mort stellaire est le taux de naissance stellaire à la fois $t- au(m)$, où $ au(m)$ est la durée de vie stellaire dépendant de la masse. Nous ignorons le transfert de masse dans les systèmes binaires et supposons que les multiples peuvent être traités comme des composants stellaires indépendants.

Ainsi le nombre d'étoiles au temps $t$ est d'environ $$N_*(t) = int_0^{t} int_m N(m) Phi(t') - N(m)Phi(t'- au(m)) dm dt' . $$ Pour trouver où c'est un maximum, nous différencions par rapport au temps, puis égalisons à zéro. c'est-à-dire que nous recherchons le moment où les taux de natalité et de mortalité stellaires sont les mêmes.

J'allais (et peut-être encore) tenter une sorte d'approximation analytique, mais Madau & Dickinson (2014) l'ont fait mieux et ont pris en compte la dépendance de la métallicité des durées de vie stellaires et de l'évolution chimique des galaxies. Le taux de formation d'étoiles a culminé il y a environ 10 milliards d'années, est maintenant plus d'un ordre de grandeur inférieur et diminue de façon exponentielle avec une constante de temps de 3,9 milliards d'années.

La masse stellaire intégrée est montrée dans leur Fig 11 (montré ci-dessous). Elle augmente encore aujourd'hui, mais à un rythme très faible et a ne pas passé par un maximum. La raison en est que la plupart des étoiles ont des masses de 0,2-0,3 masses solaires et des durées de vie beaucoup plus longues que l'âge de l'univers. Même si ces étoiles s'ajoutent à un rythme très lent, leur taux de mortalité est actuellement nul.

Si la formation d'étoiles se poursuivait à un niveau bas, le nombre d'étoiles ne commencerait à diminuer de manière significative qu'une fois que les étoiles proches du pic de la fonction de masse stellaire, qui sont nées les plus tôt, commenceraient à mourir. La durée de vie d'une étoile de masse solaire de 0,25 est d'environ mille milliards d'années (Laughlin et al. 1997).

En revanche, si la formation d'étoiles cessait à présent alors le nombre d'étoiles commencerait immédiatement à diminuer.

Peut-être pourrions-nous affirmer que le déclin exponentiel actuel se poursuivra et que le pic surviendra dans quelques milliards d'années lorsque les étoiles de 0,8-0,9 masse solaire commenceront à mourir. Cependant, c'est de la futurologie étant donné que nous n'avons pas de théorie des premiers principes qui explique la dépendance temporelle de la formation des étoiles, donc je pense que la meilleure réponse qui peut être donnée se situe quelque part entre maintenant et quelques centaines de milliards d'années.

Notez que cette réponse suppose un volume co-mobile. Si la question posée est formulée en termes d'univers observable, alors parce que le nombre d'étoiles a presque atteint un plateau, alors la réponse devient proche de l'âge auquel le volume de l'univers observable est maximisé. Je dis "proche de" parce que vous devez tenir compte du fait que l'univers observable comprend des étoiles dans des tranches de distance à toutes les époques cosmiques. Je ne suis pas disposé à entreprendre ce calcul horrible, mais notez que le modèle cosmologique de concordance actuel fait que notre univers observable augmente lentement d'environ un rayon de 45 milliards d'années-lumière maintenant, à environ 60 milliards d'années-lumière dans un futur lointain Davis & Lineweaver 2005, et cela peut compenser une lente diminution du nombre d'étoiles dans un volume en mouvement.


Expliquez-moi, qu'est-ce que FWHM?

Je suis perplexe. Que signifie pleine largeur, demi-mesure ? Comment puis-je appliquer cela à mon imagerie, lorsque, par exemple, j'utilise SharpCap et j'ai la possibilité d'appliquer FWHM à mes options d'empilement ?

#2 Bigdan

Je pense que c'est lié à la concentration. Lorsque je photographie, j'ai deux méthodes mécaniques de mise au point : un masque de Bahtinov et un faible nombre FWHM affiché par mon logiciel de contrôle de caméra. Régulièrement, lorsque je focalise mon CCD avec un masque Bahtinov, je remarque quand je viens de faire la mise au point, le FWHM est à sa valeur la plus basse. Je ne l'ai pas vraiment vérifié. J'utilise Deep Sky Stacker pour l'empilement et j'enregistre d'abord mes images. Cela donne un score, et j'utilise l'image avec le score le plus élevé comme image de référence. Je n'ai pas vérifié s'il existe une corrélation entre le score le plus élevé et le FWHM le plus bas, mais je pense qu'il y a également d'autres facteurs pris en compte.

#3

Je suis perplexe. Que signifie pleine largeur, demi-mesure ? Comment puis-je appliquer cela à mon imagerie, lorsque, par exemple, j'utilise SharpCap et que j'ai la possibilité d'appliquer FWHM à mes options d'empilement ?

#4 tolgagumus

Un profil d'étoiles en 3D ressemble un peu à une cloche. FWHM est la largeur de la cloche à son point médian d'où "la moitié". À toutes fins utiles, vous voulez que ce nombre soit aussi petit que possible. À mesure que l'étoile devient floue, la forme de la cloche s'agrandit et le point médian s'agrandit en diamètre.

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#5 Zebenelgenubi

Je suis perplexe. Que signifie pleine largeur, demi-mesure ? Comment puis-je appliquer cela à mon imagerie, lorsque, par exemple, j'utilise SharpCap et j'ai la possibilité d'appliquer FWHM à mes options d'empilement ?

Wow, c'est une excellente discussion sur ce qui se passe dans une image astro. Merci pour la référence.

#6 Jon Rista

FWHM est en fait Full Width at Half Maximum, ce qui indique qu'il s'agit de la largeur du profil de l'étoile à mi-chemin du pic. Voici un exemple de tracé de section transversale d'une grande étoile (et vous pouvez voir des étoiles beaucoup plus petites comme les pointes dans le tracé autour de la grande courbe en cloche), et j'ai marqué où le FWHM est à la moitié de la hauteur de l'étoile :

L'étoile culmine à 4000 ADU, le niveau de fond moyen est d'environ 700 ADU, ce qui met le demi-maximum à 2350. La « pleine largeur » est la largeur entre les deux flèches rouges, à ce demi-niveau maximum. C'est une mesure standard de la taille d'une étoile.

#7 freestar8n

Et pour les personnes qui découvrent le FWHM pour la première fois - la question suivante est - comment le fwhm varie-t-il avec l'intensité des étoiles ? Vous pouvez regarder les étoiles dans une image et les plus brillantes sont beaucoup plus "grandes". Mais en fait - tant que les étoiles ne sont pas saturées, le fwhm est à peu près le même - quelle que soit la luminosité. C'est parce qu'une étoile plus brillante sera plus grande et "plus large" dans l'ensemble - mais elle conservera toujours la même forme de profil.

Au fur et à mesure que le profil grandit, la "taille" où vous mesurez la largeur de l'étoile (qui est à mi-chemin de l'intensité maximale) augmente également - et elle reste à peu près la même.

Donc fwhm doit être constant quelle que soit l'intensité des étoiles - et c'est pourquoi c'est une bonne mesure de la netteté et de la qualité de la mise au point/de la vision/du guidage.

#8 Jean Miele

C'est une excellente explication et répond à la question lancinante que j'ai eue de savoir si je devrais m'inquiéter de la luminosité lors de l'évaluation de fwhm!

#9 Jon Rista

Cela devrait probablement être souligné, car l'exemple que j'ai partagé s'écarte de la description de Franks. que les très grandes étoiles, même si elles ne sont pas saturées (l'étoile dans mon exemple ci-dessus est la grande étoile TRÈS LUMINEUSE Gamma Cas), auront souvent des FWHM beaucoup plus grandes que l'étoile "moyenne" dans le cadre. Vous pouvez voir de nombreux autres pics dans l'intrigue dans ma capture d'écran ci-dessus. ce sont des étoiles plus petites et de taille moyenne autour de Gamma Cas. Vous pouvez voir qu'à leur FWHM, ils sont tous à peu près les mêmes, ce qui correspond à ce que Frank a dit.

Habituellement, lors de la mesure des FWHM, l'outil que vous utilisez pour le faire aura un moyen de configurer le niveau de luminosité auquel couper le calcul. Certains ont également un réglage de point noir. Ceux-ci peuvent être utilisés pour régler l'algorithme afin de rechercher les bonnes informations pour vous donner un résultat utile.

#10 freestar8n

Jon - ceux-ci ressemblent à des pointes de bruit plutôt qu'à des étoiles.

#11 Jon Rista

Jon - ceux-ci ressemblent à des pointes de bruit plutôt qu'à des étoiles.

Je suis presque sûr que ce sont des étoiles, car il y a un certain nombre de très petites étoiles éparpillées très près de Gamma Cas lui-même dans l'image. Il s'agit de données qui ont été calibrées, nettoyées cosmétiquement pour éliminer tous les pixels chauds restants et intégrées à l'écrêtage sigma winsorisé. Le profil de bruit est assez propre. donc les seules pointes restantes devraient être les étoiles. C'était également à partir de sous-marins assez courts, 90 secondes, et la plupart des étoiles, à l'exception de Gamma Gas, sont assez petites. quelques pixels à travers.

Édité par Jon Rista, 21 novembre 2016 - 16:30.

#12 schmeah

Alors, obtenez-vous des FWHM un peu plus faibles avec les champs d'étoiles Ha qu'avec la luminance, même lorsqu'ils sont pris la même nuit avec les mêmes conditions et une mise au point optimale ? Et si oui, qu'est-ce qui explique cela ? Pour être honnête, je ne suis pas certain de faire confiance à la fiabilité des mesures FWHM, d'excentricité/de rondeur ni à la corrélation entre ces mesures et l'erreur de guidage RMS. Ou du moins pas avec les logiciels que j'utilise (pile CCD et Maxim LE).

#13 Jon Rista

Derek, je pense que la principale raison pour laquelle les étoiles NB ont tendance à être plus petites, c'est qu'elles forment une tranche étroite du spectre, elles peuvent donc être mieux focalisées que l'ensemble du spectre (c'est-à-dire un filtre L). Le filtre L focalise toute la lumière de 700 nm à 390 nm, et même un très bon télescope aura toujours une certaine dispersion à une longueur d'onde ou à une autre. Ainsi, même avec la meilleure mise au point L possible, les étoiles auront toujours une FWHM plus grande que celle d'un filtre Ha, par exemple. Avec le filtre Ha, vous vous concentrez sur une plage de longueurs d'onde très spécifique et étroite, vous n'avez donc pas à vous soucier de la dispersion dans d'autres longueurs d'onde.

En ce qui concerne les mesures FWHM et leur corrélation avec le guide RMS. Guide RMS est un facteur parmi tant d'autres qui affectent le flou. J'essaie généralement de calculer ce que mes meilleurs FWHM possibles utilisent cette formule :

FWHM = SQRT(Seeing^2 + Dawes^2 + GuideRMS^2 + ImageScale^2)

Il existe des facteurs de flou supplémentaires, et ils peuvent provenir de diverses choses. Le filtre passe-bas d'un reflex numérique peut introduire un flou important. Le vent peut introduire du flou. Il vaut peut-être mieux séparer GuideRMS de TrackingError, bien que j'aie tendance à les regrouper en un seul. Les filtres introduiront leur propre flou. Et, les aberrations optiques ajouteront un peu de flou. Je vais généralement avec Dawes car je ne connais aucun moyen simple de calculer le flou que les différentes aberrations peuvent ajouter (bien que cela puisse être non trivial et puisse être considéré comme une source clé d'erreur dans ce calcul, quand il vous dit que votre FWHM doit être de 2" et que vous mesurez 3".)

Dans mon cas, ma vision semble être d'environ 1" ou plus en moyenne, la limite Dawes de ma lunette est de 0,76", mon guide RMS est généralement d'environ 0,65" en moyenne (bien qu'il se rapproche de 0,55" de plus ces jours-ci, donc je devrai peut-être changer mon calcul), et mon échelle d'image est de 1,3". Avec ces nombres, je calcule un FWHM meilleur possible de 1,92". Je mesure des FWHM allant d'environ 2,1" à 2,5" à partir de la plupart de mes données, et en général, ils semblent se situer autour de 2,3-2,4". Je sais que mon objectif a une aberration sphérique, et il semble avoir un peu de CA , mais pas beaucoup. Ceux-ci expliquent sans aucun doute une partie du flou supplémentaire dans mes mesures réelles. Le reste pourrait être que voir est pire que je ne le pense, et je suis sûr que le vent joue un rôle, car j'ai toujours une légère brise à la tout au moins.


Mesurer les distances par rapport aux objets de notre galaxie n'est pas toujours une tâche simple : nous ne pouvons pas simplement étendre un ruban à mesurer entre deux objets et lire la distance. Au lieu de cela, un certain nombre de techniques ont été développées qui nous permettent de mesurer les distances aux étoiles sans avoir besoin de quitter le système solaire. L'une de ces méthodes est la parallaxe trigonométrique, qui dépend du mouvement apparent des étoiles proches par rapport aux étoiles plus éloignées, en utilisant des observations faites à six mois d'intervalle.

Un objet proche vu depuis deux positions différentes semblera se déplacer par rapport à un arrière-plan plus éloigné. Ce changement est appelé parallaxe. Une démonstration simple consiste à tenir votre doigt devant votre visage et à le regarder avec votre œil gauche fermé puis votre œil droit. La position de votre doigt apparaîtra en mouvement par rapport à des objets plus éloignés.

En mesurant la quantité de décalage de la position de l'objet (par rapport à un arrière-plan fixe, comme les étoiles très éloignées) avec des observations faites à partir des extrémités d'une ligne de base connue, la distance à l'objet peut être calculée.

Une ligne de base commodément longue pour mesurer la parallaxe des étoiles (parallaxe stellaire) est le diamètre de l'orbite terrestre, où les observations sont effectuées à 6 mois d'intervalle. La définition de l'angle de parallaxe peut être déterminée à partir du schéma ci-dessous :

Si l'angle de parallaxe, p, se mesure en secondes d'arc (sec d'arc), puis la distance à l'étoile, en parsecs (pc) est donné par :

Il est important de noter que dans cet exemple, nous supposons que le Soleil et l'étoile ne se déplacent pas à une vitesse transversale l'un par rapport à l'autre. S'ils l'étaient, cela compliquerait l'image présentée ici. En pratique, les étoiles avec des mouvements propres importants nécessitent au moins trois époques d'observation pour séparer avec précision leurs mouvements propres de leur parallaxe. Les étoiles membres de binaires compliquent encore le tableau.

La seule étoile avec une parallaxe supérieure à 1 seconde d'arc vue de la Terre est le Soleil - toutes les autres étoiles connues sont à des distances supérieures à 1 pc et des angles de parallaxe inférieurs à 1 seconde d'arc. Lors de la mesure de la parallaxe d'une étoile, il est important de prendre en compte le mouvement propre de l'étoile et la parallaxe de l'une des étoiles « fixes » utilisées comme références.

Sur une période de 4 ans de 1989 à 1993, la mission d'astrométrie spatiale Hipparcos a mesuré la parallaxe trigonométrique de près de 120 000 étoiles avec une précision de 0,002 seconde d'arc. La mission GAIA, qui sera lancée en 2010, sera capable de mesurer les parallaxes avec une précision de 10 -6 arcsec, permettant de déterminer les distances de plus de 200 millions d'étoiles.

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Quand le nombre d'étoiles sera-t-il maximum ? - Astronomie

Le tableau suivant montre le nombre d'étoiles dans chaque plage de magnitude, le nombre cumulé d'étoiles de la magnitude -1 à la magnitude actuelle de la ligne et le pourcentage d'augmentation des étoiles avec une augmentation d'une magnitude.

En moyenne, lorsque vous pouvez augmenter les étoiles les plus faibles, vous pouvez observer d'une magnitude plus faible, vous pouvez observer environ trois fois (3X) plus d'étoiles. Par exemple, si vous pouvez observer les étoiles de magnitude 2 dans la ville et que vous pouvez observer la magnitude 3 chez vous, vous devriez pouvoir voir trois fois plus d'étoiles chez vous. Si vous allez à une fête des étoiles où vous pouvez voir des étoiles de magnitude 5, vous devriez voir environ 27 fois plus d'étoiles à la fête des étoiles par rapport à l'observation en ville (la magnitude 2 à 3 est d'environ 3x, la magnitude 3 à 4 est d'environ 3x, et la magnitude 4 à 5 est d'environ 3x pour un total de 3x3x3=27).

Le nombre d'étoiles dans le tableau correspond au ciel complet. Dans des conditions idéales, un observateur ne peut voir qu'une moitié du ciel à tout moment. De plus, les étoiles ne sont pas réparties uniformément dans le ciel. Certaines parties du ciel ont plus d'étoiles par unité de surface de ciel que d'autres parties du ciel.

Les données sont basées sur le catalogue Tycho qui a été obtenu à partir de la page VII du Millennium Star Atlas, Volume I, Sky Publishing Corporation et l'Agence spatiale européenne. On pense que le catalogue Tycho est terminé à 99,9% jusqu'à la magnitude 10,0 et à 90% jusqu'à la magnitude 10,5. Les données du tableau pour les magnitudes 11 à 20 sont projetées sur une augmentation moyenne de 291%. 291% est l'augmentation moyenne des étoiles entre les magnitudes 6 à 7, 7 à 8, 8 à 9 et 9 à 10.

Ordre de grandeur Varier Nombre d'étoiles
par gamme
Cumul
Étoiles
% Augmenter en
Étoiles vues
-1 -1,50 à -0,51 2 2
0 -0,50 à +0,49 6 8 400%
1 +0,50 à +1,49 14 22 275%
2 +1,50 à +2,49 71 93 423%
3 +2.50 à +3.49 190 283 304%
4 +3,50 à +4,49 610 893 316%
5 +4,50 à +5,49 1,929 2,822 316%
6 +5.50 à +6.49 5,946 8,768 311%
7 +6,50 à +7,49 17,765 26,533 303%
8 +7,50 à +8,49 51,094 77,627 293%
9 +8.50 à +9.49 140,062 217,689 280%
10 +9,50 à +10,49 409,194 626,883 288%
11 +10,50 à +11,49 1,196,690 1,823,573 291%
12 +11,50 à +12,49 3,481,113 5,304,685 291%
13 +12,50 à +13,49 10,126,390 15,431,076 291%
14 +13,50 à +14,49 29,457,184 44,888,260 291%
15 +14,50 à +15,49 85,689,537 130,577,797 291%
16 +15,50 à +16,49 249,266,759 379,844,556 291%
17 +16,50 à +17,49 725,105,060 1,104,949,615 291%
18 +17,50 à +18,49 2,109,295,881 3,214,245,496 291%
19 +18.50 à +19.49 6,135,840,666 9,350,086,162 291%
20 +19,50 à +20,49 17,848,866,544 27,198,952,706 291%

L'étoile la plus sombre qui peut être vue sans aide optique dans un ciel sombre est d'environ 6 magnitude selon la vue de l'observateur et les conditions du ciel. Le tableau ci-dessous de la magnitude limite du télescope donne une idée approximative de la magnitude d'étoile la plus faible qui peut être vue à travers des télescopes à ouverture différente. Les valeurs de magnitude ne sont pas précises car de nombreux facteurs affectent les valeurs de magnitude telles que l'optique, les conditions du ciel, etc. De plus, la rangée de 2 pouces peut être utilisée pour des jumelles 10 x 50 qui sont très proches d'un télescope de 2 pouces (51 mm).

Telescope Limiting Magnitude Table provient de la page 5 de l'excellent livre Star Ware, Second Edition de Philip S. Harrington, John Wiley & Sons, Inc.

Magnitude de limitation du télescope

Ouverture
Pouces
Ouverture
mm
Le plus faible
Ordre de grandeur
2 51 10.3
3 76 11.2
4 102 11.8
6 152 12.7
8 203 13.3
10 254 13.8
12.5 318 14.3
14 356 14.5
16 406 14.8
18 457 15.1
20 508 15.3
24 610 15.7
30 762 16.2

Tableau des ouvertures et des grandeurs limites du Guide de l'astronomie amateur par Jack Newton et Philip Teece, deuxième édition, page 33.


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Je suis confus au sujet du nombre d'étoiles dans notre galaxie de la Voie lactée. Certaines sources disent que la Voie lactée se compose de 100 milliards d'étoiles. D'autres disent que la MASSE de notre galaxie est environ 100 milliards de fois la masse du Soleil. Donc, parce que la majeure partie de la masse de la galaxie se trouve dans les nébuleuses interstellaires gazeuses et de poussière, il doit y avoir moins de 100 milliards d'étoiles ou la masse totale doit être plus grande. Laquelle de ces réponses est correcte ? Et est-ce que quelqu'un a estimé le nombre d'étoiles RÉELLES dans notre Galaxie ?

La majeure partie de la masse de la galaxie n'est PAS dans les nébuleuses interstellaires gazeuses et de poussière. La majeure partie de la matière lumineuse se trouve dans les étoiles et non dans les nébuleuses. Maintenant, la masse de la galaxie est principalement dominée par la matière noire, qui n'est détectée par aucun télescope, ou quoi que ce soit, sauf par sa gravité. Mais en ce qui concerne la matière lumineuse, la plupart sont des étoiles.

À propos du nombre d'étoiles : Les gens ont étudié la distribution de masse des étoiles dans la galaxie. De plus, on connaît également la quantité de lumière émise par chaque type d'étoile. Ainsi, en mesurant la quantité totale de lumière dans la galaxie (appelée luminosité) et en connaissant la masse, on peut estimer le nombre d'étoiles présentes dans la galaxie. Ainsi, même si nous ne pouvons pas réellement compter le nombre d'étoiles dans la galaxie, nous pouvons estimer le nombre d'étoiles dans la galaxie à environ 100 milliards (100 000 000 000). Il s'avère qu'il y a beaucoup plus d'étoiles de masse inférieure à la masse du Soleil que de masse supérieure à la masse du Soleil. Donc, tout se passe bien.

Cette page a été mise à jour le 27 juin 2015

A propos de l'auteur

Jagadheep D. Pandian

Jagadheep a construit un nouveau récepteur pour le radiotélescope d'Arecibo qui fonctionne entre 6 et 8 GHz. Il étudie les masers au méthanol à 6,7 GHz dans notre Galaxie. Ces masers se produisent sur des sites où naissent des étoiles massives. Il a obtenu son doctorat de Cornell en janvier 2007 et a été stagiaire postdoctoral à l'Institut Max Planck de radioastronomie en Allemagne. Après cela, il a travaillé à l'Institut d'astronomie de l'Université d'Hawaï en tant que boursier postdoctoral submillimétrique. Jagadheep est actuellement à l'Institut indien de science et de technologie spatiales.


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Introduction à la radioastronomie

Aperçu des émissions radio des objets astronomiques

Lorsque nous regardons le ciel la nuit à l'œil nu, nous voyons environ 2000 étoiles de différents niveaux de luminosité, et si nous sommes loin des lumières de la ville, nous pouvons voir la faible bande de la Voie lactée, qui est la lumière de milliards de étoiles qui composent notre galaxie. Mais si nos yeux étaient capables de voir les ondes radio, le ciel pourrait ressembler à l'image ci-dessous.


(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation

Cela peut ressembler au ciel étoilé, mais en fait, la plupart des objets ponctuels ne sont pas des étoiles, mais des radiogalaxies lumineuses situées à des milliards d'années-lumière. Les sources les plus importantes sont des nuages ​​ionisés d'hydrogène ou des restes de supernova.

En regardant vers le centre de notre galaxie, nos yeux radio verraient une grande variété de caractéristiques étranges, dont la plupart ne sont pas visibles dans d'autres longueurs d'onde.
Le centre galactique - Première lumière du radiotélescope MeerKAT
Crédit : https://www.gizmodo.com.au/2018/07/new-south-african-telescope-releases-epic-image-of-the-galactic-centre/

Owens Valley Long Wavelength Array Film

Le spectre électromagnétique

  • Les ondes radio atteignent le sol
  • Peut observer des objets ou des phénomènes difficiles ou impossibles à détecter dans d'autres gammes de longueurs d'onde
  • Peut utiliser l'émission radio pour le diagnostic physique quantitatif des paramètres de l'objet
Notez que la fenêtre se ferme à l'extrémité des grandes longueurs d'onde du spectre - non à cause de l'atmosphère, qui reste transparente aux ondes radio à grande longueur d'onde - mais plutôt à cause de l'ionosphère, qui réfléchit le rayonnement.

Une deuxième raison est que certains objets et phénomènes sont invisibles ou difficiles à détecter dans d'autres longueurs d'onde, et ne peuvent être vus, ou peuvent être vus avec une plus grande sensibilité, qu'en radio. Voici quelques exemples parmi tant d'autres parmi lesquels nous pourrions choisir :


L'hydrogène neutre trace les interactions entre les galaxies du groupe M81.
(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation


Centaurus A -- galaxie particulière avec des lobes radio. À partir du site Web de la TVH.


Ceinture de rayonnement de Jupiter Le Soleil .
(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation

La troisième raison importante pour explorer les objets astronomiques dans les longueurs d'onde radio est que les propriétés d'émission fournissent des informations physiques quantitatives sur les conditions dans la source. Nous verrons que l'émission radio se produit de nombreuses manières. Les photons radio de basse énergie sont relativement faciles à produire, ce qui rend l'émission radio sensible à de très nombreux paramètres. Cependant, le nombre de mécanismes est lui-même un problème. Avant de pouvoir utiliser l'émission pour donner des informations, il faut d'abord déterminer quel mécanisme d'émission radio est responsable de l'émission. En pratique, la façon la plus précise de déterminer le mécanisme d'émission est d'avoir spectral informations, car différents mécanismes d'émission ont des propriétés spectrales caractéristiques différentes. En plus d'aider à déterminer le mécanisme d'émission, la quantification des propriétés spectrales telles que la luminosité maximale, la fréquence maximale, les pentes spectrales, etc., fournit également des paramètres de diagnostic quantitatifs.

Pour toutes ces raisons et plus encore, la gamme de longueurs d'onde radio est aussi essentielle que les rayons gamma, les rayons X, les UV, l'optique et l'IR pour fournir une image complète de la nature physique des sources astronomiques.

En quoi l'instrumentation radio est-elle différente ?

Le terme "élément unique" signifie soit des plats paraboliques simples, soit dans certains cas des éléments dipolaires simples. Voici quelques photographies:


Arecibo : Le le plus grand plat unique au monde, 306 m
(c) Université Cornell / Fondation nationale des sciences


Télescope Green Bank (GBT) : La plus grande antenne parabolique entièrement orientable au monde, 100 x 110 m
(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation


RATAN 600 : Diamètre 600 m, partie d'une surface réfléchissante "parabolique" Metsahovi : Parabole grand mm


Spectrographe radio Bruny Island

1,22 l / , où q est le diamètre angulaire du disque d'Airy au point de mi-puissance (la pleine largeur-demi-maximum, ou FWHM) en radians. À une fréquence de 5 GHz, même la parabole d'Arecibo a une résolution angulaire de seulement 50 secondes d'arc environ. Le GBT entièrement orientable a une résolution à cette fréquence de seulement 150 secondes d'arc.

En raison de la résolution spatiale limitée des télescopes à élément unique, des techniques sophistiquées ont été développées pour combiner des éléments uniques en réseaux à éléments multiples, qui fonctionnent ensemble pour former un seul télescope. Dans de tels réseaux, la résolution spatiale n'est pas déterminée par la taille des éléments individuels, mais plutôt par la séparation maximale entre les éléments, appelée longueur de la ligne de base, B . Avec un interféromètre, la limite de diffraction est q

l/B , où B peut s'étendre sur plusieurs (voire des milliers) de km.

Nous montrons maintenant quelques exemples de réseaux d'interféromètres :


Gros plan du VLA (Very Large Array)
(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation


Vue aérienne du VLA dans sa configuration la plus compacte.
(c) National Radio Astronomy Observatory / Associated Universities, Inc. / National Science Foundation



Dix antennes du réseau solaire étendu d'Owens Valley (EOVSA) à 13 antennes de NJIT

  • Matrice basse fréquence (LOFAR)
  • Grand réseau millimétrique d'Atacama (ALMA)
  • Radiotélescope solaire agile en fréquence (FASR)
  • Tableau kilométrique carré (MeerKAT (Afrique du Sud))
  • le pic de longueur d'onde se déplace proportionnellement à la température l maxT = 2,898x10 - 3 mK. (Loi de Vienne sur le déplacement)
  • l'intensité augmente comme le carré de la fréquence aux basses fréquences (Loi de Rayleigh-Jeans)
  • l'intensité diminue de façon exponentielle aux hautes fréquences (loi de Wien)
  • le flux de rayonnement émis par un corps noir augmente comme la puissance quatrième de la température (loi de Stefan-Boltzmann)
2hc 2 / je 5
B je (T) = (forme de longueur d'onde) (1)
e hc/ je kT - 1

2h m 3 /c 2
B m (T) = (forme de fréquence) (2)
e h n/ kT - 1
  • Pour dériver la loi de déplacement de Wien, trouvez le maximum de la fonction en réglant dB je (T) / d l = 0 , pour obtenir l maxT = hc/5k = 2,898 x 10 - 3 m
  • Pour dériver la loi de Rayleigh-Jeans, développez e h n/ kT dans Bm (T) pour h n << kT pour obtenir Bm (T) = 2kT m 2 /c2
  • Pour dériver la loi de Wien, développez e h n/ kT dans Bm (T) pour h n >>kT pour obtenir Bm (T) = (2h m 3 /c2 ) e - h n/ kT
  • Pour dériver la loi de Stefan-Boltzmann, intégrez Bje (T) sur toutes les longueurs d'onde--astuce : utilisez la relation

kT ). On a T = h n/k = (6,63 x 10 - 34 J s) (1 x 10 11 s - 1 )/1,38 x 10 - 23 J/K = 4,8K !

Ainsi, même les sources très froides à hautes fréquences répondent toujours au critère de Rayleigh-Jeans. Cela s'avère particulièrement utile pour la radioastronomie, dont nous parlerons dans un instant. Mais d'abord, regardons un autre tracé de la fonction de Planck, avec des axes appropriés pour une appréciation visuelle de la limite de Rayleigh-Jeans.

En traçant B m (T) sur un tracé log-log, la partie de la courbe qui obéit à la loi de Rayleigh-Jeans,

qui est juste la puissance par unité de surface. En radioastronomie, nous discutons souvent d'une grandeur apparentée appelée la densité de flux, qui est l'intensité monochromatique (ou la fonction de Planck) intégrée sur l'angle solide :
S = je(m) W ( unités : W m - 2 Hz - 1 ) (4)

En fait, la densité de flux est une grandeur fondamentale mesurée par les radiotélescopes et sert de base à deux unités différentes : 1 Jansky (Jy) = 10 - 26 W m - 2 Hz - 1
1 unité de flux solaire (sfu) = 10 - 22 W m - 2 Hz - 1 = 10000 Jy.

Nous sommes maintenant prêts à montrer une grande simplification conceptuelle que la limite de Rayleigh-Jeans donne à la discipline de la radioastronomie. Nous avons jusqu'ici parlé de corps noirs, qui sont par définition optiquement épais et en équilibre thermique. Que faire si une source n'est pas optiquement épaisse ? Dans ce cas, son émission apparaîtra plus faible (intensité plus faible) que s'il était optiquement épais. Le fait qu'une source soit optiquement épaisse ou non est fonction de la fréquence. Il s'avère que de nombreux plasmas radio-émetteurs sont optiquement épais aux basses fréquences, mais optiquement minces aux hautes fréquences. Dans ce cas, la luminosité suit la fonction de Planck jusqu'à une certaine fréquence, puis commence à diminuer à mesure qu'elle devient de plus en plus fine optiquement avec la fréquence. Schématiquement, cela ressemble à ceci :
Spectre radio pour un plasma 10 6 K qui est optiquement épais en dessous d'environ 10 GHz, et optiquement mince
à des fréquences plus élevées. La luminosité inférieure à 10 GHz correspond à un corps noir d'un million de degrés.

Nous discuterons plus en détail de la profondeur optique dans deux semaines, lorsque nous discuterons du transfert radiatif. Pour l'instant, nous voulons simplement développer l'idée de température de luminosité.

Dans la limite de Rayleigh-Jeans, un corps noir a une température donnée par la loi de Rayleigh-Jeans, eq (3), c'est-à-dire T = B m (T)c 2 /2k m 2

tant que le plasma de la figure ci-dessus est optiquement épais, nous pouvons utiliser la luminosité de l'émission pour déterminer la température du plasma. Mais lorsqu'il est optiquement mince, la luminosité, ou l'intensité, est inférieure à la fonction Planck. Néanmoins, on peut toujours parler d'une température de brillance, ou de la température équivalente qu'aurait un corps noir pour être aussi brillant. La température de brillance est la même que la vraie température uniquement pour un corps noir optiquement épais. Nous désignons la température de brillance comme T b . En utilisant cette notation, la densité de flux mesurée par un radiotélescope devient :
S = 2kT b m 2 /c 2 W = 2k m 2 /c 2 T b F (5)

où nous avons substitué B m pour je( n ) en (4), et utilisé (3). Ainsi, la densité de flux mesurée par un radiotélescope n'est que la température de luminosité intégrée sur la source, multipliée par quelques constantes fondamentales et la fréquence au carré.

Jusqu'à présent, l'équation (5) ne concerne que l'émission thermique, mais nous pouvons l'étendre à toutes les émissions radio simplement en considérant les sources non thermiques comme ayant un température effective T eff . Pour un seul électron d'énergie E , sa température effective est juste sa température cinétique T eff = E/k .

Pour résumer, la température de luminosité est la température équivalente qu'aurait un corps noir pour être aussi brillant que la luminosité observée. Il est important de comprendre qu'il s'agit d'un concept utile uniquement pour les rayonnements qui obéissent à la loi de Rayleigh-Jeans.

Un dernier point à faire est la limite de l'intégrale dans l'équation (5). Nous avons mentionné précédemment la résolution d'une seule antenne parabolique de diamètre , comme q

1,22 l / . C'est aussi la largeur du champ de vision de l'antenne - seule une source dans une zone du ciel à l'intérieur de cette distance angulaire peut être vue. Le champ de vision est aussi appelé faisceau. Voyons quelques conséquences de cela.


Les étoiles circumpolaires ne se lèvent ou ne se couchent jamais

Image de traînées d'étoiles via Yuri Beletsky Nightscapes.

Les étoiles circumpolaires résident toujours au-dessus de l'horizon et, pour cette raison, ne se lèvent ni ne se couchent jamais. Toutes les étoiles des pôles Nord et Sud de la Terre sont circumpolaires. Pendant ce temps, aucune étoile n'est circumpolaire à l'équateur.

Partout ailleurs, il y a des étoiles circumpolaires et des étoiles qui se lèvent et se couchent quotidiennement. Plus vous êtes proche du pôle Nord ou du pôle Sud, plus le cercle d'étoiles circumpolaires est grand, et plus vous êtes proche de l'équateur, plus le cercle est petit.

Depuis l'hémisphère nord, toutes les étoiles du ciel font un tour complet autour du pôle nord céleste une fois par jour - ou plus précisément, un tour complet toutes les 23 heures et 56 minutes. Et depuis l'hémisphère sud, toutes les étoiles du ciel font le tour complet du pôle sud céleste en 23 heures et 56 minutes.

La Grande Ourse et la constellation en forme de W de Cassiopée tournent autour de Polaris, l'étoile polaire, en 23 heures et 56 minutes. La Grande Ourse est circumpolaire à 41 o de latitude N. et à toutes les latitudes plus au nord.

Nous, dans l'hémisphère nord, sommes particulièrement chanceux d'avoir Polaris, une étoile modérément brillante, marquant de près le pôle nord céleste – le point dans le ciel étoilé qui est au zénith (directement au-dessus) au pôle Nord de la Terre.

À l'équateur (0 o latitude), l'étoile Polaris - le moyeu stellaire - se trouve juste à l'horizon nord, donc aucune étoile ne peut être circumpolaire à l'équateur terrestre. Mais au pôle Nord (90 o ) Polaris brille au zénith (directement au-dessus), donc depuis le pôle Nord, chaque étoile du ciel reste au-dessus de l'horizon toute la journée, tous les jours de l'année.

The circle of circumpolar stars in your sky is determined by your latitude. For instance, at 30 o North latitude, the circle of stars within a radius of 30 o from Polaris is circumpolar. In the same vein, at 45 o or 60 o N. latitude, the circle of stars within 45 o or 60 o , respectively, of Polaris would be circumpolar. Finally, at the North Pole, the circle of stars all the way to the horizon is circumpolar.

Voir plus grand. The stars revolve around the North Star, which serves as the center of the great celestial clock. Star trails produced by long time exposure photograph.

At 41 o North Latitude (the latitude of New York City), and all latitudes farther north, the famous Big Dipper asterism is circumpolar. That’s because the southernmost star of the Big Dipper, Alkaid – the star marking the end of the Big Dipper handle – is 41 o south of the north celestial pole (or 49 o north of the celestial equator).

If you’re in the northern U.S., Canada or at a similar latitude, the Big Dipper is circumpolar for you – always above the horizon. These images show the Dipper’s location at around midnight in these seasons. Just remember “spring up and fall down” for the Dipper’s appearance in our northern sky. It ascends in the northeast on spring evenings, and descends in the northwest on fall evenings. Image via burro.astr.cwru.edu

Bottom line: Every star rises and sets as seen from the Earth’s equator, but no star rises or sets at the Earth’s North and South Poles. Instead, as viewed from the poles, every star is circumpolar. Between the equator and the poles … you’ll see some circumpolar stars and some stars that rise and set daily.


Astronomy and Astrophysics (ASTRO)

ASTRO 1 Astronomical Universe (3) (GN)(BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Students who have passed ASTRO 5, ASTRO 6, ASTRO 7N or ASTRO 10 may not take this course for credit. Overview of modern understanding of the astronomical universe. ASTRO 1 is an introductory course for non-science majors. It provides a broad introduction to Astronomy with qualitative descriptions of the dazzling and varied contents of the universe including planets, the Sun and other stars, exoplanets, red giants, white dwarfs, neutron stars, black holes, supernovae, galaxies, dark matter, and more. The course will explore how these objects form and change and interact, how the whole whole universe formed and changes (cosmology), and where Earth fits in the vast scheme of things. Students will learn how our relative place, orientation, and motion in space dictate our changing view of the sky (daily and yearly sky motions, phases of the moon) and conditions on Earth (arctic, tropics, and seasonal changes). Descriptions will build upon the basic physics of gravity, light, and atoms, and will be discussed in the context of the process of science as a robust and self-correcting way of learning and knowing that relies on making and testing predictions by gathering evidence. The goal of this course is to cover most of the areas of modern astronomy at a level which requires only basic mathematics.

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

ASTRO 1H Astronomical Universe (3) (GN)(BA) This Honors course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Students who have passed ASTRO 5, ASTRO 6, ASTRO 7N or ASTRO 10 may not take this course for credit. Overview of modern understanding of the astronomical universe. ASTRO 1H is an introductory course for non-science majors. It provides a broad introduction to Astronomy with qualitative descriptions of the dazzling and varied contents of the universe including planets, the Sun and other stars, exoplanets, red giants, white dwarfs, neutron stars, black holes, supernovae, galaxies, dark matter, and more. The course will explore how these objects form and change and interact, how the whole whole universe formed and changes (cosmology), and where Earth fits in the vast scheme of things. Students will learn how our relative place, orientation, and motion in space dictate our changing view of the sky (daily and yearly sky motions, phases of the moon) and conditions on Earth (arctic, tropics, and seasonal changes). Descriptions will build upon the basic physics of gravity, light, and atoms, and will be discussed in the context of the process of science as a robust and self-correcting way of learning and knowing that relies on making and testing predictions by gathering evidence. The goal of this course is to cover most of the areas of modern astronomy at a level which requires only basic mathematics.

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

The development of our modern understanding of the visible sky and planetary systems. Students who have passed ASTRO 1, ASTRO 7N, or ASTRO 10 may not take this course for credit. ASTRO 5 The Sky and Planets (3) (GN) will introduce students to the wonders of the universe and help them to understand how the universe works through the laws of physics. During the semester, they will learn about the different observed motions of objects in our sky, how astronomical objects influence our concepts of time, the nature of light and spectra, how planetary systems are formed and comparative details about our solar system and other planetary systems. Many colorful images and movies of the solar system have been collected by robotic satellite missions like Voyagers I & II, the Magellan mission to Venus, Mars rovers and orbiters, the Galileo and Juno missions to Jupiter, the Cassini and Huygens missions to Saturn, and the New Horizons mission to Pluto and the Kuiper Belt. These and other images will be used to convey the excitement of discovery and nature of astronomical study of the Solar System to our students.

Prerequisite: Students who have passed ASTRO 001 or ASTRO 010 may not take this course.

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

ASTRO 6 Astronomical Universe (3) (GN) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Students who have passed ASTRO 1, ASTRO 7N, or ASTRO 10 may not take this course for credit. Overview of modern understanding of stars, galaxies, and cosmology. ASTRO 6 is an introductory course for non-science majors. It provides a broad introduction to many areas of Astronomy with qualitative descriptions of the dazzling and varied contents of the universe including the Sun and other stars, red giants, white dwarfs, neutron stars, black holes, supernovae, galaxies, dark matter, and more. The course will explore how these objects form and change and interact, how the whole whole universe formed and changes (cosmology), and where Earth fits in the vast scheme of things. Descriptions will build upon the basic physics of gravity, light, and atoms, and will be discussed in the context of the process of science as a robust and self-correcting way of learning and knowing that relies on making and testing predictions by gathering evidence. The goal of this course is to cover most of the areas of modern astronomy at a level which requires only basic mathematics.

Prerequisite: Students who have passed ASTRO 001 and ASTRO 010 may not take this course.

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

ASTRO 7N (GA/GN) is both an introductory course in astronomy for non-science majors and a creative space for those with science backgrounds interested in visual arts it provides students the opportunity to demonstrate understanding and develop a personal connection to the subject by designing four art projects. Students will learn the broad concepts of astronomy by playing an immersive video game, which allows them to 1) explore seasons, phases of the Moon, light, gravity, and telescopes from a virtual colony on Mars 2) fly from planet to planet in the Solar System and learn about their properties and formation 3) visit the Sun and other stars, learn how they produce energy, and about their life cycles 4) fly through the cosmos and construct their own universe, particle by particle. Students will also learn about the relationships and exchanges between arts and sciences, and explore inspiration and perspective on these topics by designing themed art projects using traditional and digital media. These projects include assembling a photo- journal of astronomically-relevant subjects, constructing their own video-game-like scene, interpreting data to inform a plausible depiction of an alien world, and producing three- color images using methods like those employed by astronomers to compose and display Hubble Space Telescope images. Students who have passed ASTRO 1, ASTRO 5, ASTRO 6 or ASTRO 10 may not take this course for credit.

General Education: Arts (GA)

General Education: Natural Sciences (GN)

General Education - Integrative: Interdomain

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Integrative Thinking

ASTRO 10 Elementary Astronomy) (GN) (BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Students who have passed ASTRO, 1, ASTRO 5, ASTRO 6, or ASTRO 7N may not take this course for credit. Students may not receive General Education credit for ASTRO 10 unless they also take ASTRO 11. Overview of modern understanding of the astronomical universe. ASTRO 10 is an introductory course for non-science majors. It provides a broad introduction to Astronomy with qualitative descriptions of the dazzling and varied contents of the universe including planets, the Sun and other stars, exoplanets, red giants, white dwarfs, neutron stars, black holes, supernovae, galaxies, dark matter, and more. The course will explore how these objects form and change and interact, how the whole whole universe formed and changes (cosmology), and where Earth fits in the vast scheme of things. Students will learn how our relative place, orientation, and motion in space dictate our changing view of the sky (daily and yearly sky motions, phases of the moon) and conditions on Earth (arctic, tropics, and seasonal changes). Descriptions will build upon the basic physics of gravity, light, and atoms, and will be discussed in the context of the process of science as a robust and self-correcting way of learning and knowing that relies on making and testing predictions by gathering evidence. The goal of this course is to cover most of the areas of modern astronomy at a level which requires only basic mathematics.

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

Selected experiments and explorations to illustrate major astronomical principles and techniques. Telescopic observations of planets, stars and nebulae. ASTRO 11 Elementary Astronomy Laboratory (1) (GN)(BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. ASTRO 11 is the 1 credit laboratory component of this overview of astronomy and is intended to be taken in conjuction with ASTRO 10. It covers material similar to the lecture component in ASTRO 10, but the selected topics are covered in more depth and are focused on active learning components. Weekly two-hour labs may include investigating the habitable zone of a variety of stars, investigating the phases of the moon, analysis of the properties of stars in a color-magnitude diagram, analysis of the colorful spectra of different chemical elements, and exploration of one of the deepest images of space ever obtained. In addition, students will complete a semester nighttime observing project that typically involves learning some constellations, tracing phases of the moon, and sketching images seen through telescopes or binoculars at the student observatory.

Enforced Prerequisite at Enrollment: or concurrent: ASTRO 1 or ASTRO 10

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

Being in the Universe" considers three fundamental questions of human existence from both humanistic and scientific perspectives: (1) What is the nature of our universe, and to what extent are creatures like ourselves a predictable consequence of it? (2) What is the nature of time, and what does it mean to be a conscious being living our lives through time? (3) What would it mean for humans to be alone in the Galaxy or the universe, or alternatively, not alone? "Being in the Universe" is an integrative GH+GN GenEd course. The course's three major units cover the following topics: (1) We discuss cosmology and religion as human enterprises, as well as the history of science (2) We study the basic scientific theory of the Big Bang universe, and consider its implications for human life (3) We address contemporary theories of the multiverse from scientific, philosophical, and literary perspectives (4) We consider the thermodynamic and relativistic theories of time, and the basic philosophical approaches to time, and discuss the implications of these for our ordinary human experience of the past, present, and future (5) We discuss the history of life in the universe, the possibility of life on other planets, and the social, religious, and imaginative reactions to those possibilities in literature and film.

Bachelor of Arts: Humanities

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Humanities (GH)

General Education: Natural Sciences (GN)

General Education - Integrative: Interdomain

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Integrative Thinking

GenEd Learning Objective: Key Literacies

Introduction to the study of modern astronomy through discussions, activities, and writing.

The course is designed to provide first year undergraduate students in both the ASTRO and PASTR majors with necessary tools and techniques to perform research. Students will practice a variety of techniques on authentic astronomical data, which might include light curves from the Kepler mission, galaxy and stellar spectra from the Sloan Digital Sky Survey, or pulsar data from the Green Bank or Arecibo telescopes. An emphasis will be placed on using common tools for observational astronomy, such as viewing astronomical FITS images in SAOimage. Students will be introduced to the common programming languages and environments used by astronomers at the time the course is offered, which currently includes Python and IDL. Students will be given experience in calculating statistical information about a set of astronomical data using the R programming language and its built-in tools. Students will make plots to illustrate a pattern in their data using the tools in Python, IDL, or R, for example.

Formal courses given infrequently to explore, in depth, a comparatively narrow subject which may be topical or of special interest.

This course is designed to engage students with the big ideas of astronomy in ways that will help them understand both the content of astronomy, as well as the practices of science as carried out by astronomers. The course is designed for prospective elementary and middle school teachers (PK-4 and 4-8 majors), although it is available to other non-science majors. Throughout the course, students engage in a series of investigations that lead towards the development of evidence-based explanations for patterns observed in the current Solar System. Investigations will include computer-based simulations, night-sky observations, and use of simple laboratory equipment. These investigations lead students towards an understanding of how observations of the current Solar System can be explained by the model of its formation. The course is designed to build from students' own personal observations of the day and night sky towards developing increasingly sophisticated explanations for those phenomena and beyond. Conducting these astronomy investigations will help students understand fundamental aspects of physics, thus broadly preparing them for future science teaching in these domains. The course models evidence-based pedagogy, thus helping to prepare students for future teaching careers as they learn effective strategies for teaching science.

Exploration of Cosmology, Birth, and Ultimate Fate of the Universe Origin of Galaxies, Quasars, and Dark Matter. For non-science majors ASTRO 120 The Big Bang Universe (3) (GN)(BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Astronomical observations made during the last 70 years, combined with mathematical physical theory (Einstein's General Relativity), has led to a dramatic new view of the history of the Universe. Ten to twenty billion years ago, all the material that is now contained in stars, planets, and galaxies was then compressed into a region, smaller than a pinhead, and so hot that atoms could not survive. This fiery cauldron cooled and expanded, forming hydrogen and helium, and eventually all the materials and structures that we know today. This course will discuss the evidence, theories and controversies of this new scientific cosmology, commonly known as 'the Big Bang'. This class is designed for the non-science students who, after learning the fundamentals of astronomy in ASTRO 1(GN), ASTRO 5 (GN) or ASTRO 10 (GN), want to pursue further the questions of cosmology. The great success of the Big Bang theory in explaining the expansion of the Universe, the synthesis of the chemical elements, and the relic radiation leftover from the first moments are reviewed. Some of the questions discussed are still debated in the scientific community. For example: Why do some galaxies have stunning spiral structures, while others are relatively featureless ellipticals? What is the "dark matter" that may have emerged from the Big Bang, and seems to make a larger contribution to the mass of the universe than all of the material we are familiar with? What can the most distant and oldest objects we know of, the quasars, tell us about how galaxies formed? In presenting the development of this subject, the empirical and conceptual methods of modern physical science are conveyed. Students are assigned problems that exercise the use of elementary mathematics and physics to address real issues, and will confront discussions of interpretation and meaning in essays. A final project allows them to explore individual interests.

Enforced Prerequisite at Enrollment: ASTRO 1 or ASTRO 6 or ASTRO 10

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

The predicted properties of black holes and the astronomical evidence for their existence are investigated in the context of modern ideas about space, time, and gravity. ASTRO 130 Black Holes in the Universe (3) (GN)(BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. Black Holes in the Universe introduces students to the predicted properties of black holes and the astronomical evidence for their existence. Modern ideas about the nature of space, time, and gravity are also covered. The key topics discussed in the course include Newton's and Einstein's theories of gravity, predicted properties of black holes, stars and their fates, how to detect a black hole, gamma-ray bursts, supermassive black holes in galactic nuclei, active galaxies, black hole spin, gravitational waves, Hawking radiation, singularities, and black hole child universes. The course is intended to be an attractive choice for students who are interested in enriching and broadening their understanding of modern physical science.The course is intended for students who have completed and enjoyed the one-semester survey of modern astronomy, ASTRO 1, 6, or 10. It has an interdisciplinary flavor, combining basic physical concepts, astronomical observations, and philosophical ideas to present a complete picture of the current understanding of black holes. Time is also devoted to provide historical insight into the development of our ideas about gravity from Kepler and Newton through Einstein and modern ideas about quantum gravity. Students use mathematics at the level of high school algebra.

Enforced Prerequisite at Enrollment: ASTRO 1 or ASTRO 6 or ASTRO 10

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

The problem of the existence of life beyond Earth is investigated, drawing from recent research in astronomy and other fields. ASTRO 140 Life in the Universe (3) (GN)(BA) This course meets the Bachelor of Arts degree requirements. The possibility of life beyond Earth is one of the great unsolved puzzles of human thought and has been debated for millennia. An answer would fundamentally change the relationship between the human race to the rest of the Universe. Advances in modern physics and astrophysics have dramatically changed and enriched the understanding of our cosmic surroundings, but have not yet produced an unambiguous evidence concerning the extraterrestrial life. Yet, significant progress has been made on certain aspects of the problem. Recent observations of protoplanetary disks around young stars, planets around solar-type stars and a rapidly spinning pulsar (a Penn State discovery), and pervasive organic molecules throughout the Galaxy give tantalizing, albeit indirect, hints in favor of the existence of nonterrestrial life. "Life in the Universe" is envisioned to be an attractive choice for students who are interested in enriching and broadening their understanding of modern science. The course is highly interdisciplinary, combining evidence from several fields of science to describe our chances to encounter life beyond Earth and the Solar System. Selecting this course would be a logical choice for students who completed and enjoyed ASTRO 1 (GN), ASTRO 5 (GN), or ASTRO 10 (GN). The students are expected to reach the following goals from this course: - learn to appreciate limitations of human experience and a role of the interdisciplinary approach in solving scientific problems - gain understanding of a relationship between the physical Earth, its biosphere, and the rest of the observable Universe - examine in some detail a contemporary problem of scientific investigation: the astrophysical evidence for planets around stars other than the Sun - assess the scientific significance of searches for extraterrestrial life including technological civilizations. Lectures systematically cover the topics listed in the course outline at a level appropriate for non-science students, although students from the Planetary Science & Astronomy major, as well as other science and engineering majors, can take the course. While general understanding of astronomy from the prerequisite course is expected, the necessary physical and astrophysical concepts are reintroduced to assure a logical and coherent flow of information throughout the course. Videos are used to illustrate a number of topics, such as the search for extraterrestrial intelligence, physical conditions on planets of the Solar System, the detection of planets around a neutron star, and to evaluate the scientific content of science fiction movies.

Enforced Prerequisite at Enrollment: ASTRO 1 or ASTRO 5 or ASTRO 10

Bachelor of Arts: Natural Sciences

General Education: Natural Sciences (GN)

GenEd Learning Objective: Crit and Analytical Think

GenEd Learning Objective: Key Literacies

The search for life beyond planet Earth has been the subject of much interdisciplinary scientific search and has stimulated human imagination. Scientific discoveries of exoplanets (outside of our solar system), of extremophiles (life which can survive in extreme conditions) and the discoveries of conditions on other bodies in our solar system which might be able to support life, has provided progress in answering the question of the existence of extraterrestrial life. Not only have a plethora of fictional work appeared in the film media to depict scenarios of life beyond Earth, but there has also been an abundance of video media created to present the scientific ideas to the wider audience beyond the scientific community. This course intends a critical evaluation of both nonfiction and fictional media works in the educational dissemination of scientific ideas and the effective presentation of concepts. We will analyze techniques in photography, mise en scene, editing, sound, dramatization and writing as they are applied to topics in astrobiology.


Author information

Affiliations

Instituut voor Sterrenkunde, KU Leuven, Leuven, Belgium

L. Decin, W. Homan, T. Danilovich, A. de Koter, C. Gielen & M. Van de Sande

School of Chemistry, University of Leeds, Leeds, UK

Astronomical Institute Anton Pannekoek, University of Amsterdam, Amsterdam, The Netherlands

A. de Koter & L. B. F. M. Waters

Hamburger Sternwarte, Hamburg, Germany

SRON Netherlands Institute for Space Research, Utrecht, The Netherlands

Onsala Space Observatory, Department of Space, Earth and Environment, Chalmers University of Technology, Onsala, Sweden

Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, Spain

Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna (ULL), La Laguna, Spain

E. A. Milne Centre for Astrophysics, Department of Physics & Mathematics, University of Hull, Hull, UK

School of Physics and Astronomy, University of Birmingham, Birmingham, UK

I-BioStat, Universiteit Hasselt, Hasselt, Belgium

I-BioStat, KU Leuven, Leuven, Belgium

Department of Astrophysics, University of Vienna, Vienna, Austria

Jodrell Bank Centre for Astrophysics, School of Physics & Astronomy, University of Manchester, Manchester, UK

Laboratory for Space Research, University of Hong Kong, Lung Fu Shan, Hong Kong

Centre for Mathematical Plasma-Astrophysics, KU Leuven, Leuven, Belgium

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Contributions

L.D. identified the spiral structure in the ALMA data of OH 26.5 + 0.6 and OH 30.1 − 0.7, performed the full analysis and led the consortium, W.H., T.D. and A.d.K. contributed to the interpretation of the data, D.E., D.A.G.-H. and S.M. proposed the ALMA observations (ALMA proposals 2015.1.00054.S, 2016.1.00005.S and 2016.2.00088.S), S.M. reduced the ALMA data, D.E. did the sample analysis of the extreme OH/IR stars, G.M. gave advice on statistical matters, I.E.M. ran the ballistic simulations, C.G. made Fig. 4 and all authors contributed to the discussion.

Corresponding author


Voir la vidéo: Pakanoiden täysi lukumäärä (Septembre 2021).