Astronomie

Quelle est la luminosité du Soleil en bande S ?

Quelle est la luminosité du Soleil en bande S ?

Pour autant que je sache, lorsque les Voyagers écoutent la Terre, ils ont le Soleil dans le même faisceau. Je n'ai jamais calculé la luminosité d'un Soleil à corps noir car je ne sais pas si cela est représentatif de la sortie du Soleil en bande S

  • Dans quelle mesure Voyager 1 peut-il séparer les signaux terrestres du bruit solaire de nos jours ? montre que les Voyagers voient le Soleil et la Terre séparés de 0,2 à 0,5 degré chaque année.

Je ne sais pas non plus à quelle largeur de tranche de fréquence l'extrémité avant est exposée, ou si le soleil serait assez fort pour le saturer. Réponses en fréquence du cornet d'alimentation et du récepteur avant de l'antenne à gain élevé en bande S de Voyager & SI? reste sans réponse.

Ceci est lié. Pourquoi la température de fonctionnement pour le calcul du bruit du récepteur des Voyagers est-elle d'environ 1550K ? et les réponses y sont informatives.

Je suppose que les concepteurs étaient optimistes quant au fait que Voyager pourrait survivre aussi longtemps et ont conçu le système pour pouvoir sélectionner les transmissions de la Terre à partir de la sortie du Soleil, mais je ne suis pas encore tout à fait capable de reconstituer l'ensemble du puzzle.

J'aimerais donc demander :

Question: Quelle est la luminosité du Soleil en bande S ? Existe-t-il une valeur mesurée pour la puissance par unité de fréquence ? À quel point est-il proche de ce qu'un corps noir produirait à, disons, 5 800 K ? A cette fréquence, y a-t-il une grande différence entre quand le soleil est calme et quand il est actif ?

Voir aussi Les étoiles ont-elles des « photosphères radio » ? Sont-elles différentes de leurs photosphères optiques ?

Remarque: Les questions et réponses liées contiennent de nombreuses informations spécifiques à Voyager qui sont pertinentes pour le fonctionnement de Voyager en bande S, mais je n'ai rien sur le comportement du Soleil à 2,1 GHz En fait, le premier lien donne la fréquence de liaison descendante comme

2113,312500 MHz pour Voyager 2


Eh bien, j'ai fait quelques recherches et j'ai trouvé un tableau utile ici. L'image elle-même se trouve sur ce lien.

Wikipedia définit la bande S comme la section du spectre électromagnétique de 2 à 4 GHz. Pour interpréter les valeurs respectives que le graphique affiche à ces fréquences, nous devons convertir ces deux chiffres en longueurs d'onde :

$lambda_1 = dfrac{c}{ u} = dfrac{300:000:000:m/s}{2:000:000:000:Hz} = 0,15:m $

$lambda_2 = dfrac{c}{ u} = dfrac{300:000:000:m/s}{4:000:000:000:Hz} = 0,075:m $

Et, on pourrait aussi bien trouver la longueur d'onde à 3 GHz, puisqu'elle est au milieu de la bande S et pourrait nous aider (indice : puisque le graphique est à l'échelle logarithmique, et ce calcul donne une belle puissance de 10, ça va certainement nous aider):

$lambda_m = dfrac{c}{ u} = dfrac{300:000:000:m/s}{3:000:000:000:Hz} = 0.1:m $

Ainsi, nous pouvons jeter un oeil au graphique à 0,1 m. Les unités semblent être en $W : m^{-2} : (c/s)^{-1}$, et je suppose que $(c/s)$ est juste $Hz$, ce qui ferait en sorte que ces unités aient les mêmes unités que les Jansky, bien que, comme le mentionne Connor Garcia dans son commentaire, les Jansky sont 10 $^{-26} : m{W : m^{-2} : Hz^{-1}}$. Ainsi, le soleil calme dans la bande S se trouve autour 10 $^{6} : m{Jy}$, et le soleil "perturbé" ou "actif" se trouve autour 10 $^{7} : m{Jy}$.

Et en ce qui concerne la deuxième partie de votre question, le graphique montre également des courbes de corps noir. Vous avez demandé 5800 K, mais le plus proche sur le graphique est à 6000 K - j'espère que ce n'est pas grave. Comme prévu, le Soleil semble correspondre étroitement à cette ligne pour une bonne partie des longueurs d'onde sur le graphique, mais semble dévier dans la bande S, ce qui est pour le moins intéressant. Ainsi, d'après les courbes du corps noir du graphique, le soleil est plus brillant qu'un corps noir typique à ~ 6000 K dans la bande S, à la fois dans ses états calme et perturbé. Cette différence est de l'ordre d'un ordre de grandeur à l'état calme, et de l'ordre de deux ordres de grandeur à l'état perturbé.

Et enfin, vous avez posé une question sur la différence entre la "luminosité" du soleil dans ses états actif et perturbé dans la bande S. D'après une inspection visuelle du graphique, il semble que la différence dans la bande S soit d'environ un ou deux ordres de grandeur.


Quelle est la luminosité du Soleil en bande S ? - Astronomie

L'éclat du Soleil est inversement proportionnel à notre distance par rapport à lui (plus nous nous en éloignons, plus il paraît faible). Elle varie avec le carré de la distance. Ainsi, nous disons que sa luminosité suit une carré inversé droit.

Considérez les rayons de lumière émis par le Soleil. Vous pouvez voir que lorsque les rayons s'éloignent du Soleil, ils s'éloignent de plus en plus les uns des autres.

Examinons la lumière provenant d'un petit morceau du Soleil, comme indiqué ci-dessous. Nous avons marqué le long de l'axe horizontal des points à 1, 2 et 3 unités. Celles-ci pourraient représenter la position de la Terre par rapport au Soleil, puis des positions deux et trois fois plus éloignées. Les lignes rouges montrent la longueur nécessaire pour couvrir la séparation entre les rayons de soleil d'extrémité à chaque rayon.

Nous explorons maintenant la relation entre le rayon, la distance qui nous sépare du Soleil et la longueur nécessaire pour couvrir la séparation entre les rayons solaires d'extrémité. C'est un linéaire relation. Cela signifie que si nous doublons le rayon, la longueur augmente d'un facteur de deux. Si on triple le rayon, la longueur augmente d'un facteur trois. Cela nous montre que lorsque nous passons d'un rayon de 1 à un rayon de 3, il faudra une longueur trois fois plus longue pour englober un seul ensemble de rayons de soleil.

Cela signifie que l'espacement entre les rayons de soleil voisins augmentera d'un facteur de trois. La figure ci-dessous montre un ensemble de rayons de soleil frappant une surface à un rayon de 1, 2 et 3 du Soleil. La vue latérale montre la lumière venant de la gauche et frappant la surface à droite, tandis que la vue de face montre la lumière sortant de la page directement vers nous. On voit qu'une unité de longueur de sol recevra 6 rayons de soleil de rayon 1 (gauche), 3 rayons de soleil de rayon 2 (milieu) et 2 rayons de soleil de rayon 3 (droite). Une autre façon de dire cela est que l'intensité de la lumière diminuera inversement au rayon.

La figure finale est la même, seulement elle montre les rayons du soleil tombant sur une surface avec une largeur et une longueur plutôt qu'une simple longueur. Cela équivaut à une parcelle de terre à la surface de la Terre. La vue latérale montre la lumière venant de la gauche et frappant la surface à droite, tandis que la vue de face montre la lumière sortant de la page directement vers nous. Nous pouvons voir que notre parcelle de terrain unitaire recevra 6 × 6 = 36 rayons de soleil dans un rayon de 1 (gauche), 3 × 3 = 9 rayons de soleil dans un rayon de 2 (milieu) et 2 × 2 = 4 rayons de soleil dans un rayon de 3 (à droite). Une autre façon de dire cela est que l'intensité de la lumière diminuera inversement au carré du rayon.


Adhara, parfois orthographié Adara, dérive d'une phrase arabe, "Al Adhara", qui peut être traduite en anglais par "les jeunes filles" ou "les vierges", selon "Star Names: Their Lore and Meaning" de Richard Hinckley Allen. Il ne semble pas y avoir beaucoup de documents disponibles sur la raison pour laquelle la star porte ce nom, ou qui a exactement décidé de la désigner.

L'astronomie avec un télescope, cependant, a révélé l'étoile comme binaire. La partie la plus brillante de la paire est si lumineuse que « si elle était placée à la distance de Sirius (un peu plus de 8 années-lumière), elle brillerait 15 fois plus que Vénus », a écrit l'astronome David Darling.

Le compagnon est assez grand loin de l'étoile brillante du point de vue de la Terre, mais il est environ 250 fois plus faible. Cela le rend difficile à voir dans autre chose qu'un grand télescope, malgré sa magnitude apparente de 7,5.

Les étoiles binaires sont distantes d'environ 900 unités astronomiques ou distances Terre-Soleil, et mettent environ 7 500 ans pour orbiter l'une autour de l'autre, a écrit Kaler.


Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique

Dans la bande des rayons X mous (0,2 - 5 keV), le Soleil est de loin le plus brillant persistant Source de rayons X (par un facteur d'environ un million) en raison de sa proximité avec la Terre. Le Soleil évasé est aussi sans doute la source de rayons X « transitoire » ou variable la plus brillante, mais une éruption de rayons gamma géante du magnétar SGR 1806-20 le 27 décembre 2004 avait un flux maximal (dans une bande dure de 45 keV à 10 MeV) qui rivalisait avec une très grande éruption solaire dans son flux observé sur la Terre (et couvrait une gamme d'énergie beaucoup plus large, pour démarrer). Quelques autres éruptions géantes ont été observées à partir de la poignée d'autres magnétars connus.

Ensuite, après ces sources, viennent la classe des transitoires dits doux à rayons X (SXT), parfois aussi appelés novae à rayons X, qui sont en fait des explosions de systèmes binaires à rayons X contenant des étoiles à neutrons en accrétion ou des trous noirs. Les SXT peuvent rester brillants. pour des durées de jours à mois, et dans certains cas, le rapport entre l'émission de rayons X maximale et minimale peut être énorme (plusieurs ordres de grandeur).

Une seule source (à l'exclusion du Soleil) dans le « top dix » des sources les plus brillantes est une source de rayons X constamment brillante, à savoir le système binaire de rayons X de faible masse Scorpius X-1. Pour être complet, après ces « dix principales » sources, les membres les plus brillants de certaines des diverses autres classes de sources de rayons X sont répertoriés, d'abord pour les objets galactiques, puis pour les classes d'objets extragalactiques.

Un nom dans caractères gras indique qu'il s'agit d'une source de rayons X stable ou variant lentement. Un nom dans italique indique qu'il s'agit d'une source transitoire de rayons X, par exemple, une nova de rayons X ou un sursaut de rayons gamma). Un "@" indique qu'il s'agit du niveau observé lors d'une poussée (par exemple, Algol et HR 1099) ou d'une explosion (par exemple, SS Cyg).

La gamme d'énergie citée pour les flux de rayons X et les luminosités des sources non solaires est de 2 à 10 keV. Les flux sont donnés à la fois en termes d'unités cgs et en multiples du flux de crabe, où 1 Crabe = 2,4 x 10 -8 erg/s/cm 2 .

Objet
Distance (parsecs)
Flux de rayons X (erg/s/cm 2 ) et chez les crabes
Luminosité aux rayons X (erg/s)
Autre nom ou commentaire
Très grande torche solaire
5x10 -6
7
2 x 10 28
Pérès et al. (2000, ApJ, 528, 537)
La plus grande éruption de rayons gamma géants de SGR 1806-20
15,000
5
1 x 10 47 (si l'énergie était émise de manière isotrope)
Magnétar (Palmer et al. 2005, Nature, 434, 1107)
Soleil au maximum solaire
5x10 -6
2
5 x 10 27
Pérès et al. (2000, ApJ, 528, 537)
Soleil au minimum solaire
5x10 -6
0.1
3 x 10 26
Pérès et al. (2000, ApJ, 528, 537)
GRB 100621A
1,6 x 10 9
3 x 10 -6 = 125 Crabe
3 x 10 51 (si l'énergie était émise de manière isotrope)
Explosion de rayons gamma
A 0620-00
870.
1 x 10 -6 = 42 Crabe
1x10 38
SXT : X-Ray Nova lun 1975
Centre X-4
1200.
1 x 10 -6 = 42 Crabe
3 x 10 38
SXT : X-Ray Nova Cen 1969
V404 Cyg
3500.
6 x 10 -7 = 25 Crabe
1x10 39
SXT : X-Ray Nova Cyg 1989
Sgr A* (Noyau de la Voie Lactée) Voir note ci-dessous
8500.
4 x 10 -7 = 17 Crabe
3 x 10 39
Flux inféré de trou noir super-massif avant

1900 CE (Terrier et al. 2010, ApJ, 719, 143)

GS 1354-64
10000.
3 x 10 -7 = 12 Crabe
4x10 39
SXT : X-Ray Nova Cen 1967
4U 1543-47
4000.
2 x 10 -7 = 8 Crabe
7 x 10 38
Binaire à rayons X de faible masse en explosion
Sco X-1
2800.
2 x 10 -7 = 8 Crabe
2 x 10 38
Binaire à rayons X à faible masse
QZ Vul
2000.
2 x 10 -7 = 8 Crabe
4 x 10 38
SXT : X-Ray Nova Vul 1988
GRS 1716-249
2400.
2 x 10 -7 = 8 Crabe
2 x 10 38
SXT : X-Ray Nova Oph 1993
GU Mus
5500.
2 x 10 -7 = 8 Crabe
7 x 10 38
SXT : Nova Mus 1991
Autres sources galactiques
Distance (parsecs)
Flux de rayons X (erg/s/cm 2 )
Luminosité aux rayons X (erg/s)
Autre nom ou commentaire
EV Lac @
5.1
5 x 10 -8 = 2 Crabe
1,6 x 10 32
dMe Flare Star (Osten et . 2010, ApJ, 721, 785)
Crabe SNR
2000.
2,4 x 10 -8 = 1 crabe (duh !)
1,2 x 10 37
Vestige de supernova, nébuleuse du vent de Pulsar et Pulsar
II Cheville @
42.
1 x 10 -8 = 417 milliCrabe
2 x 10 33
RS CVn Binaire (Osten et . 2007, ApJ, 654, 1052)
RH 1099 @
29.
4 x 10 -9 = 167 milliCrabe
4 x 10 32
RS CVn binaire
AB Dor @
10.
4 x 10 -9 = 167 milliCrabe
1x10 32
Jeune étoile active
Algol @
28.
3 x 10 -9 = 125 milliCrabe
3 x 10 32
Binaire actif
TWA-7 @
55.
2 x 10 -9 = 83 milliCrabe
1x10 33
Étoile de séquence pré-principale (Morii et al. 2010, ATel. 2836)
Eta Car (Juste avant le périastron)
2300.
3 x 10 -10 = 12 milliCrabe
2 x 10 35
Binaire du vent en interaction
Capella
13.
1 x 10 -10 = 4 milliCrabe
2 x 10 30
Large paire d'étoiles normales
SS Cyg @
75.
5 x 10 -11 = 2 milliCrabe
3 x 10 31
Binaire cataclysmique
Autres sources extragalactiques
Distance (parsecs)
Flux de rayons X (erg/s/cm 2 )
Luminosité aux rayons X (erg/s)
Autre nom ou commentaire
Amas de Persée
110 x 10 6
1 x 10 -9 = 42 milliCrabe
1x10 45
Amas de galaxies
Messier 87
22 x 10 6
5 x 10 -10 = 21 MilliCrabe
3 x 10 43
Galaxie active
3C 273
750 x 10 6
2 x 10 -10 = 8 milliCrabe
1 x 10 46
Quasar radio-fort
Messier 31
0,7 x 10 6
7 x 10 -11 = 3 milliCrabe
4x10 39
Galaxie normale

Noter: La source du Centre Galactique Sgr A * a actuellement un faible flux de rayons X seulement un millionième du niveau cité, mais, sur la base de la fluorescence de rayons X évanouissante observée et de l'émission de rayons X durs des nuages ​​moléculaires géants dans le Centre Galactique, Terrier, Sunyaev et d'autres ont fait valoir que , il y a cent ans ou plus, Sgr A * devait émettre à ce niveau extrêmement élevé.

Comment la sensibilité et la résolution angulaire des télescopes à rayons X actuels se comparent-elles à celles des instruments antérieurs ?

Les observatoires de rayons X Chandra et XMM-Newton actuellement en activité ont détecté des sources de rayons X qui représentent un dix milliardième (1 x 10 -10 ) de la luminosité de la première source de rayons X cosmique jamais détectée, Scorpius X-1, qui est également la source de rayons X persistante (non solaire) la plus brillante dans le ciel : c'est-à-dire que des sources aussi faibles que 3 x 10 -17 erg cm -2 s -1 sont maintenant connues, par exemple dans le Chandra Deep Field South 7- Catalogue de sources mégasecondes (Luo et al. 2017, ApJS, 228, 2), comparé au flux de 3 x 10 -7 erg cm -2 s -1 pour Sco X-1 (les deux flux cités sont dans le 2-7 keV bande de rayons X). Cette amélioration de la sensibilité, obtenue au cours des cinq décennies et plus de 1962 à nos jours, des télescopes à rayons X est très similaire à l'amélioration obtenue au cours des quatre siècles d'observations télescopiques du ciel dans la bande visible (optique) depuis le premier constats. En fait, les objets les plus faibles dans le Hubble Extreme Deep Field (cf. Illingworth et al. 2013, ApJS, 209, 6) sont de magnitude 31 et ont une luminosité qui correspond à 1 x 10 -10 (un dix milliardième) de celle des étoiles à l'œil nu les plus faibles (qui sont d'environ 6ème magnitude).

Les premiers détecteurs de rayons X étaient des instruments grand angle qui n'avaient pas ou une résolution angulaire limitée (échelle en degrés). Le premier télescope à rayons X entièrement imageur mis dans l'espace était l'observatoire Einstein (HEAO-2), lancé en 1978, qui disposait d'instruments avec une résolution angulaire aussi bonne que 2 secondes d'arc (l'imageur haute résolution) jusqu'à 60 secondes d'arc (l'imageur proportionnel Counter) : l'observatoire ROSAT qui a fonctionné dans les années 90 disposait d'instruments aux capacités similaires. L'observatoire à rayons X Chandra actuellement en activité (lancé en 1999) possède un miroir qui est figuré avec une précision si exquise que sa résolution est d'environ 0,5 seconde d'arc (3600 secondes d'arc = 1 degré). Ainsi, au cours des 40 années d'astronomie cosmique aux rayons X, la résolution angulaire s'est améliorée d'un facteur de plus de 10 000 en échelle linéaire, ce qui équivaut à une amélioration de 10 8 en surface du ciel. Cette dernière mesure est d'une importance cruciale lors de la recherche d'homologues de sources de rayons X dans d'autres régions de longueur d'onde, car plus la zone du ciel à rechercher est petite, plus le risque d'identification erronée avec un objet sans rapport est faible.

Auteur et mainteneur de la page Web : Stephen A. Drake

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Quelle est la luminosité du Soleil en bande S ? - Astronomie

Objectifs : Nous déterminons la densité numérique et la contribution de surface de structures de bande G brillantes intergranulaires de Ca II à petite échelle dans des images du Soleil calme en tant que traceurs de concentrations de flux magnétiques en kilo-Gauss.
Méthodes : Dans une image de bande G de 149 secondes d'arc × 117 secondes d'arc du centre du disque au minimum d'activité, 7593 petites structures intergranulaires ont été segmentées avec l'algorithme de reconnaissance de formes « suivi à plusieurs niveaux ». Le nuage de points du continuum en fonction de la luminosité de la bande G montre les branches magnétiques et non magnétiques connues. Ces branches sont largement démêlées en appliquant un critère intrinsèque d'excès de Ca II H. Les 2995 structures ainsi obtenues contiennent 1152 points brillants en bande G (BP) et 1843 points faibles en bande G (FP). Ils montrent une tendance à l'augmentation de la taille avec une diminution de l'excès de bande G, comme prévu à partir de l'image du « mur chaud ». Leur luminosité de Ca II H et de bande G est légèrement liée, ressemblant à la relation connue entre Ca II et l'intensité du champ magnétique. La densité de flux magnétique de chaque BP et FP est estimée à partir de leur luminosité de bande G selon les calculs du modèle MHD.
Résultats : L'entité de BP et FP couvre le FOV total avec une densité numérique de 0,32 / Mm 2 et une contribution de surface totale de 2,0%. Leurs étalonnages individuels donnent une densité de flux moyenne de 20 Mx/cm 2 dans l'ensemble du FOV et de 13 Mx/cm 2 pour les régions inter-réseaux.


Quand est l'âge du Verseau par rapport à la précession des équinoxes ?

Les constellations du zodiaque sont considérées comme l'étude de l'astrologie du zodiaque, pas de l'astronomie. Les calculs exacts ne sont pas faciles à faire et il y a place à l'interprétation.

Le prochain âge du zodiaque marqué par la précession de l'équinoxe est l'âge du Verseau. Actuellement, il monte dans la constellation des Poissons. Cependant, il a été noté que nous sommes maintenant à la frontière des Poissons et du Verseau.

Les experts ne se sont pas exactement mis d'accord sur notre âge. Certains disent que l'âge du Verseau a commencé en 2012. D'autres le considèrent comme l'aube de l'âge du Verseau. Le début exact de l'âge du Verseau, marqué par le lever équinoxial du soleil, peut être quelque chose de difficile à mesurer.


(S&S 4) Les nombreuses couleurs de la lumière du soleil

Isaac Newton a montré que non seulement un prisme triangulaire peut séparer un rayon de soleil en couleurs arc-en-ciel (ce qui était déjà connu), mais aussi que, lorsqu'un deuxième prisme rassemble à nouveau les différentes couleurs, on obtient à nouveau de la lumière blanche. Par conséquent, la lumière blanche est une combinaison de toutes les couleurs de l'arc-en-ciel, et le prisme sépare ses couleurs car l'angle selon lequel un faisceau de lumière est courbé, lorsqu'il pénètre dans le verre, diffère d'une couleur à l'autre.

    [Pour la même raison, une simple lentille en verre apporte différentes couleurs à une mise au point à différentes distances. À l'époque de Newton, si un astronome concentrait un télescope pour donner (disons) une image jaune nette d'une étoile, cette image serait entourée de taches rouges et vertes floues. Newton pensait que le problème était insoluble et a commencé à inventer un nouveau type de télescope, basé non pas sur des lentilles mais sur des miroirs concaves, qui reflètent toutes les couleurs de manière égale. Plus tard, des optiques ont été créées qui focalisaient toutes les couleurs ensemble, en utilisant une combinaison de plusieurs lentilles faites de différents types de verre, et celles-ci se trouvent aujourd'hui dans les appareils photo, les projecteurs et les petits télescopes. Cependant, tous les grands télescopes modernes suivent l'idée de Newton et utilisent des miroirs.]

Couleur perçue

    " Couleur spectrale ," c'est-à-dire les couleurs de l'arc-en-ciel et leurs combinaisons. La quantité que chaque partie du spectre arc-en-ciel contribue à un faisceau de lumière peut être déterminée en divisant le faisceau avec un prisme.

Un instrument utilisant des prismes ("spectrograph") révélera que l'œil humain peut être dupe : différentes combinaisons de couleurs arc-en-ciel peuvent se ressembler à l'œil.

Notre œil contient trois types de cellules sensibles à la lumière, chacune détectant une bande de couleurs différente : une bande centrée dans le rouge, une dans le vert et une dans le bleu. Toute couleur que nous voyons - y compris le marron, le vert olive et d'autres absents de l'arc-en-ciel - est une impression que notre cerveau transmet en combinant les signaux de ces 3 bandes de couleurs. Les daltoniens manquent de certains types de cellules oculaires, et leur monde manque de certaines couleurs, ou même (pour ceux qui n'ont qu'un seul type de cellule) de toute couleur. Le daltonisme est beaucoup plus répandu chez les hommes que chez les femmes, d'autre part, il existe une mutation rare dont les yeux ont quatre types différents de cellules réceptrices. Le reste d'entre nous ne peut que deviner quelles couleurs ces dames doivent être capables de voir !

Vous pouvez trouver sur le Web des programmes qui vous permettent d'expérimenter des combinaisons de 3 couleurs, en utilisant l'écran couleur de votre ordinateur. Un programme assez simple pour le faire était fourni avec la version originale de cette page Web, mais sachez qu'il vous oblige à entrer dans le "code source" de la page HTML, la page de texte qui précise le contenu de la page Web. (Vous obtiendrez des instructions). Il est lié à la fin de cette page Web.

Le spectre

(1) Dans la lumière émise par des solides, des liquides ou des corps étendus de gaz denses tels que le Soleil, les couleurs sont distribuées en continu. Leur distribution exacte ("spectre du corps noir") dépend de la température à laquelle elle est produite : une main chaude rayonne principalement dans l'infrarouge, une barre de fer rougeoyante est rouge cerise, un filament d'ampoule est jaune vif , et la lumière du soleil est chauffée à blanc.

    [Également de ce type est la distribution du rayonnement micro-ondes laissé par le "big bang" lorsque l'univers a apparemment commencé, un rayonnement observé par le satellite COBE de la NASA, le Cosmic Background Explorer. Lorsque le spectre COBE observé a été montré pour la première fois avant une réunion d'astronomes, il a fait grand bruit. Les valeurs observées montrent généralement une erreur expérimentale, mais ici, elles étaient si proches de la courbe théorique prédite que la première impression des téléspectateurs était que les présentateurs avaient d'abord tracé la courbe, puis placé leurs points dessus.]

(2) Les couleurs de la lumière émise par des atomes ou des molécules individuels dans un gaz raréfié ne sont pas distribuées en continu, mais sont concentrées dans des plages étroites du spectre. Les couleurs sont caractéristiques du type d'atome ou de molécule qui les émet, tout comme le ton d'un diapason est caractéristique de sa taille, de son épaisseur et de son métal. Ces plages étroites sont appelées raies spectrales, car dans la plupart des spectrographes, la lumière pénètre par une fente étroite, de sorte que chaque émission apparaît sous la forme d'une ligne dans l'image résultante.

La plupart des sources lumineuses que nous utilisons sont de deux types : La lumière est créée soit par la chaleur -- par ex. dans le filament chaud d'une lampe de poche ordinaire - ou par un gaz incandescent, comme dans un éclairage fluorescent. Les sources du second type donnent plus de lumière par unité d'énergie, mais cette lumière est concentrée dans quelques couleurs préférées, de sorte que les objets colorés peuvent sembler quelque peu non naturels.

Pour l'éclairage public, la vraie couleur est moins importante, donc en général des vapeurs incandescentes de sodium ou de mercure sont utilisées. Le sodium émet une lumière jaune orangé et un spectrographe révèle que la couleur provient de deux raies spectrales rapprochées (voir la partie centrale de la 2e bande de l'image ci-dessus). La vapeur de mercure émet une lumière bleuâtre (voir le milieu de la bande inférieure ci-dessus), mais pas de rouge.

En raison du manque de rouge dans une peau aussi claire, la peau rose vue par elle semble anormalement pâle. Les ampoules fluorescentes contiennent également du mercure (un spectroscope montrera des "lines"), mais pour créer une lumière plus douce et plus agréable (et pour faire bon usage de la lumière UV, généralement gaspillée), elles ont un revêtement fluorescent ("phosphore ") à l'intérieur du verre, qui absorbe les couleurs dures du mercure (y compris les UV) et les re-rayonne dans une distribution de couleur plus uniforme (dans l'image ci-dessus, voir "Mercury W/phos"). Les néons fonctionnent de la même manière, avec de petites quantités d'autres gaz produisant des couleurs appropriées.

La nature ondulatoire de la lumière

Des prismes et des fentes peuvent être utilisés pour filtrer la lumière, ne laissant que la lumière "monochromatique" d'une seule couleur spectrale bien définie. Des études avec une telle lumière ont montré que la lumière se propage comme une onde, une perturbation oscillatoire se propageant dans l'espace. Sa longueur d'onde, la distance de crête à crête, est plutôt minuscule, typiquement 0,5 micromètre ou micron (millionième de mètre).

    [Nous remettons à plus tard aborder la question "cest of what ? " Les premiers physiciens ne connaissaient pas non plus la réponse - ils savaient simplement que lorsque deux crêtes se chevauchaient, la lumière était plus brillante, tandis que lorsque la crête se rencontrait "valley" (crête dans la direction opposée), les vagues s'annulaient , donnant un assombrissement.

Nous sautons également la question « qu'est-ce qui définit exactement une vague ? » La bonne réponse est " l'équation d'onde " exprimée en termes de calcul différentiel tridimensionnel, un outil non disponible ici. En termes qualitatifs, cependant, il s'agit d'une oscillation qui se propage sans perdre d'énergie, en gardant la même forme de profil pendant qu'elle avance, bien que la hauteur de ce profil puisse diminuer à mesure que l'onde s'étend sur un volume croissant dans l'espace.

La longueur d'onde détermine dans quelle mesure une onde peut être confinée à certains endroits. Parce que les ondes lumineuses sont si courtes, nous pouvons également visualiser une onde lumineuse limitée à un faisceau bien défini. Cependant, les contours commencent à s'estomper lorsque nous regardons de petits objets à travers un microscope puissant, grossissant plusieurs milliers de fois, car les ondes lumineuses ne peuvent pas définir des détails plus petits que leur longueur d'onde. C'est là que les microscopes électroniques deviennent utiles, utilisant non pas la lumière mais des faisceaux d'électrons.

Une variété d'instruments permet aux physiciens de mesurer réellement la longueur d'onde de la lumière. Le plus susceptible d'être utilisé par les étudiants est un réseau de diffraction , une plaque réglée avec de fines rainures parallèles, avec une distance constante entre chacune et la suivante. Des grilles en plastique bon marché sont disponibles, pressées à partir d'une grille en métal et montées sur des cadres en carton comme des diapositives photographiques. L'onde entrante résonne avec l'espacement entre les sillons et une partie est déviée, d'un angle qui dépend de la longueur d'onde, et la connaissance de l'angle et de l'espacement permet de calculer la longueur d'onde. Ainsi, les réseaux peuvent séparer un faisceau de lumière en ses couleurs comme le font les prismes, et ils sont souvent utilisés dans les spectroscopes.

    [Éclairés par le côté avec une surface réfléchissante derrière eux, les caillebotis scintilleront dans de nombreuses couleurs, ce qui en fait un article de bijouterie fantaisie populaire. Le même processus est responsable du miroitement des disques laser utilisés dans l'enregistrement de la musique et des données informatiques, qui contiennent également de nombreux sillons parallèles étroits.]

Spectres

Le Soleil, lui aussi, émet des raies spectrales. Les premières notées étaient des lignes sombres (appelées lignes Fraunhofer d'après leur découvreur), suggérant une absorption accrue de la lumière, et non une émission accrue. Les atomes froids absorbent les mêmes longueurs d'onde que ceux qu'ils émettent lorsqu'ils sont chauds - par exemple, la lumière d'une ampoule à filament, brillant à travers un tube avec de la vapeur de mercure trop froide pour émettre de la lumière, développera des lignes sombres aux mêmes longueurs d'onde que celles émises par Vapeur de mercure. Dans le cas de la lumière solaire, il s'est avéré que l'absorption n'avait pas lieu dans l'atmosphère terrestre (comme on aurait pu le deviner) mais dans celle du Soleil.

http://umbra.nascom.nasa.gov/images/ est une compilation utile d'informations solaires, y compris les images les plus récentes du Soleil disponibles à partir de divers observatoires. Les images sont prises à travers des filtres qui isolent des gammes étroites de couleurs émises par des substances sélectionnées (c'est-à-dire des "lignes spectrales"), et montrent beaucoup de détails sur les régions solaires actives.

Questions des utilisateurs : Dans quelle mesure les différents éléments contribuent-ils à la lumière du soleil ?
Aussi : Que dit la couleur du Soleil sur sa température ?
*** La Couleur Indigo
*** Pourquoi la lumière du soleil a-t-elle un spectre continu ?

      Après la rédaction de cette page Web, j'en ai ajouté une pour essayer des combinaisons de trois couleurs
      (S4-A) Expérimenter avec les couleurs .
      Sachez cependant qu'il s'agit d'aller dans le code source de cette page et de le modifier. Si vous apprenez le HTML, cela peut vous être utile. Sinon, la page Web liée précédemment est beaucoup plus facile à utiliser.


    Vidéos solaires

    Voici quelques belles vidéos du Soleil prises par mon étudiant spécialisé en utilisant notre 12 & 8243 Meade, un oculaire électronique Meade et un filtre H-alpha. Le vent était brutal, donc les images sont plutôt tremblantes.

    Cette première vidéo met en évidence la granulation dans la photosphère et la lueur de la chromosphère évidente au-dessus de la photosphère en regardant le bord du disque solaire.

    Ce clip montre une petite proéminence se cambrant au-dessus d'un petit groupe de taches solaires qui avait déjà tourné hors de vue.


    Quelle est la taille du Soleil ?

    Par : Maria Temming 15 juillet 2014 0

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    La question « quelle est la taille du soleil ? » a quelques réponses, car les scientifiques ont plus d'une façon de mesurer la "grande" de quelque chose. La masse d'un objet indique la quantité de matière qu'il contient, tandis que le volume indique l'espace qu'il occupe. Le Soleil a une masse de près de 2 x 10 30 kilogrammes, soit plus de 330 000 fois la masse de la Terre. Il a un diamètre de près de 1,4 million de kilomètres (865 000 miles) et son volume pourrait englober environ 1,3 million de Terres.

    Selon les normes humaines, c'est beaucoup de matière. En fait, le Soleil contient 99,86% de la matière de tout le système solaire (Jupiter contient la majeure partie du reste). En revanche, il est important de se rappeler que le Soleil est une étoile de taille assez moyenne. Rarement, les étoiles peuvent contenir des dizaines voire des centaines de fois la masse du Soleil. Les vidéos de comparaison de taille peuvent aider à visualiser des objets aussi massifs.

    Le Soleil s'étend sur environ un demi-degré dans le ciel. Sa taille angulaire est à peu près égale à celle de la Lune, car alors que le diamètre du Soleil est environ 400 fois plus grand que celui de la Lune, le Soleil est 400 fois plus éloigné de la Terre.


    A quoi ressemble un arc-en-ciel à travers des lunettes noires ?

    • « Quelle est la distance de l'arc-en-ciel ? » Elle est proche ou lointaine, selon l'endroit où se trouvent les gouttes de pluie, s'étendant des gouttes illuminées les plus proches aux plus éloignées le long des éléments du cône arc-en-ciel.
    • Pourquoi l'arc-en-ciel est-il si souvent observé en été et si rarement en hiver ?" Pour voir un arc-en-ciel, il faut avoir de la pluie et du soleil. En hiver, les gouttelettes d'eau gèlent en particules de glace qui ne produisent pas d'arc-en-ciel mais diffusent la lumière dans d'autres modèles très intéressants.
    • « Pourquoi les arcs-en-ciel sont-ils si rarement vus à midi ? » Rappelez-vous que le centre du cercle de l'arc-en-ciel est à l'opposé du soleil, de sorte qu'il est aussi loin au-dessous du niveau de l'observateur que le soleil est au-dessus.
    • "Est-ce que deux personnes voient jamais le même arc-en-ciel?" Humphreys fait remarquer que « puisque l'arc-en-ciel est une distribution spéciale de couleurs (produite d'une manière particulière) en référence à un point défini - l'œil de l'observateur - et qu'aucune distribution unique ne peut être la même pour deux points distincts, il s'ensuit que deux observateurs ne voient pas et ne peuvent pas voir le même arc-en-ciel." En fait, chaque œil voit son propre arc-en-ciel !!
      Bien sûr, un objectif de caméra enregistrera une image d'un arc-en-ciel qui pourra alors être vu par mes nombreuses personnes ! (merci à Tom et Rachel Ludovise pour l'avoir signalé !)
    • « Le même arc-en-ciel peut-il être vu par réflexion comme vu directement ? » Sur la base des arguments donnés dans la question précédente, des arcs appropriés pour deux points différents sont produits par des gouttes différentes donc, un arc vu par réflexion n'est pas le même que celui vu directement".

    Skywatch juin 2021

    La partie ci-dessous de cette Skywatch pour juin, expliquant la famille Star, Kaiwikuamo'o, est la dernière pièce écrite par notre cher navigateur en résidence, feu Chad Kālepa Baybayan. C'était un homme extraordinaire dont la vie et les actions ont apporté des changements positifs et durables aux gens et aux lieux. Son décès soudain laisse un vide que nous ressentirons tous pendant un certain temps. Mais dans son sillage et en son honneur, nous persévérons et célébrons tout ce qu'il représente pour nous.

    Au nom du 'ohana de Kālepa, nous vous invitons à visionner l'enregistrement de son service commémoratif qui l'a honoré et a célébré sa vie d'apprentissage, d'enseignement, de voyage, d'exploration et de découverte. Lien ci-dessous.

    Juin nous amène au dernier mois pour la Star Family, Kaiwikuamo'o, the Backbone. To identify the Star Family Kaiwikuamoʻo look to the northeast and locate Nāhiku, the Big Dipper, a constellation of seven stars that resembles a ladle. The leading two pointer stars in the scoop of the Big Dipper point toward the star Hōkūpaʻa, Polaris, the North Star. Polaris sits at the very end of the constellation, the Little Dipper. These two celestial ladles occupy the northeast quadrant of Kaiwikuamoʻo, with the two scoops appearing to “pour” into each other.

    Following the curving southerly arc of Big Dipper’s handle will lead us to the brilliant red giant, Hōkūleʻa, Arcturus, the fourth brightest star in the night sky. With a celestial latitude of +19˚ north, Hōkūleʻa is the zenith star for the Hawaiian Islands. Continuing along the southerly track, we will cross the celestial equator and come to Hikianalia, Spica, the southern pair star for Hōkūleʻa. Spica crosses the latitude just south of the Marquesas Islands, believed by researchers to be the original homeland for settlers of the Hawaiian Islands. Following Spica southeast, we arrive at the trapezoid constellation Meʻe, Corvus the Crow an imaginary line through the center of the trapezoid point toward the southern horizon and the constellation, Hānaiakamalama, the Southern Cross.

    The Southern Cross was a significant constellation for early oceania explorers sailing south toward Tahiti. The Southern Cross point toward the direction Hema, south on our star compass. Compasses, sidereal or magnetic, all work on the same principle. By pinpointing one known location along the horizon (magnetic north on the magnetic compass, or the sun on the sidereal compass), we can identify the 32 headings of the magnetic compass and the 32 houses of the oceanic sidereal compass.

    Along Maui’s rugged southern coastline, winds from the ʻAlenuihāhā Channel fan the jagged edge of the ʻaʻā coast. In the shadow of Haleakalā is the archeo-astronomical site known as the pānānā at Hanamauloa. le pānānā is a pre-contact navigational device or “sighting wall’ its possible function may have been to identify the celestial meridian and the point we call Hema, south on our sidereal star compass. The sighting wall is fairly close to the sea and provides a fairly level horizon to sight towards. The wall is approximately 29’ long, 5’ wide, 5’ tall with a 2′ notch at the center of the wall. Seaward of the wall at 213’ distance sits an ahu, or stone cairn. When sitting through the notch and in the direction of the cairn, it provides the observer with a relative line of direction southwards along the celestial meridian. Lorsque Hānaiakamalama, the Southern Cross, is upright, it stands directly above the notch and frames the direction south. le pānānā at Hanamauloa serves as a navigational monument to explorers from generations past.

    Special Events:

    June 20th marks the northern hemisphere’s summer solstice, the day when the earth’s north pole is at its maximum tilt towards the sun. On this day, the northern hemisphere experiences its longest period of daylight the day length for Honolulu on the solstice will be 13 hours and 25 minutes.

    Evening Observations:

    In June, the incredibly bright planet Venus will be returning to our early evening sky. After the sun and the full moon, Venus is the third brightest object in the sky. Due to its brightness and close proximity to the horizon, Venus is commonly mistaken for a UFO. While Venus will be prominent through dusk, in early June it will be setting by 8pm. However, the planet will continue to decorate the early evening sky throughout the summer.

    A very interesting astronomical object can be found by using Hānaiakamalama. On a dark clear night, look toward the south and find Hānaiakamalama, the Southern Cross. As the cross is standing up, imagine a line coming out of the upper left side of the Cross at 45° angle. Follow this line up into the southern sky for about 18°, just over one hand length, and we will see a faint fuzzy object this is a globular cluster called Omega Centauri. Globular clusters like Omega Centauri are densely packed clusters of ancient stars which orbit outside of the Milky Way’s plane. Globular clusters have often posed a mystery to astronomers as the stars within them are so much older than the stars that make up the main Milky Way and the stars within are very close to each other. There are two main solutions to the mystery of these ancient star clusters orbiting around our young millenial/gen-z galaxy. First, the clusters formed early on in the formation of the Milky Way as gas was just condensing and second, the clusters were once the cores of small galaxies which got too close to the Milky Way and our larger galaxy cannibalized the smaller galaxy, absorbing the gas and younger stars but leaving the ancient cores to orbit around the Milky Way. Omega Centauri, just above Hānaiakamalama, is one of these ancient galactic cores and astronomers have even been able to detect a black hole in the center of Omega Centauri.

    The prominent shape of Kamakaunuiamāui, Maui’s Fishhook, will be rising in the southeastern sky during the early evening. On clear dark nights, in this same region of the sky, we will be able to see the beautiful “bulge” of the Milky Way. The Milky Way will glow with a faint and fuzzy light as it is the combined lights of millions and millions of stars which are all too far away for our eyes to make out the single points of the stars. Using a telescope or even a simple pair of binoculars to view the Milky Way’s band, we would be able to see many of the stars that our naked eyes canʻt see. The “bulge” of the Milky Way, which rises with Maui’s fish hook, marks our galaxy’s center. In Hawaiian, the Milky Way is often referred to as Iʻa, which can also be interpreted as a fish.

    Morning Observations:

    Early bird stargazers will enjoy a very different perspective of the night sky. As summer approaches, the sun will be rising earlier and the nights will be getting shorter. Throughout June, the sun will rise just before 6 am and the light of dawn will color our sky starting just before 5:30 am. In the early morning hours, the bright planet, Jupiter, and the fainter planet, Saturn, will be high in the southern sky. These two giant gas planets will continue to accompany each other through our early morning sky.


    Voir la vidéo: COMMENT BIEN CHOISIR SON ECRAN GAMER?! Taille, fréquence, dalle.. (Juillet 2021).