Astronomie

Comment puis-je connaître la taille de la source en utilisant la variabilité du spectre ?

Comment puis-je connaître la taille de la source en utilisant la variabilité du spectre ?

En lisant des articles d'astrophysique, j'ai vu des choses comme ceci :

Les sources sont variables sur des échelles de temps très courtes, impliquant une région d'émission compacte.

Comment conclure ou mesurer la taille de la source, ou la taille de la région d'émission (ou sa compacité) à partir de la variabilité du spectre ?


Une source ne peut pas varier de manière cohérente sur des échelles de temps plus courtes que la taille de la source divisée par la vitesse de la lumière.

C'est parce qu'il n'y a aucun moyen que différents points de la source puissent "communiquer" les uns avec les autres et organiser une augmentation ou une diminution coordonnée de la luminosité.

Par conséquent, l'échelle de temps de variabilité la plus courte donne une limite supérieure à la taille de la région d'émission.


Comment estimer la taille apparente d'un objet ?

J'aimerais pouvoir estimer la taille apparente d'un objet. La motivation derrière cela, est d'utiliser les bons nombres, dans un roman de science-fiction que j'écris.

Donc, je veux pouvoir calculer à quoi ressemblerait un navire, volant à une certaine altitude, pour un humain le regardant depuis le sol.

J'ai découvert que le diamètre angulaire (https://en.wikipedia.org/wiki/Angular_diameter) pouvait être ce que je cherchais, mais je n'ai pas réussi à comprendre comment utiliser/interpréter la formule.


Une onde radio est-elle la même chose qu'un rayon gamma ?

Les ondes radio sont-elles des objets physiques complètement différents des rayons gamma ? Ils sont produits dans différents processus et sont détectés de différentes manières, mais ils ne sont pas fondamentalement différents. Les ondes radio, les rayons gamma, la lumière visible et toutes les autres parties du spectre électromagnétique sont des rayonnements électromagnétiques.

Le rayonnement électromagnétique peut être décrit en termes de flux de particules sans masse, appelées photons, chacune se déplaçant selon un motif ondulatoire à la vitesse de la lumière. Chaque photon contient une certaine quantité d'énergie. Les différents types de rayonnement sont définis par la quantité d'énergie contenue dans les photons. Les ondes radio ont des photons de faible énergie, les photons micro-ondes ont un peu plus d'énergie que les ondes radio, les photons infrarouges en ont encore plus, puis visibles, ultraviolets, rayons X, et, le plus énergétique de tous, les rayons gamma.


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Cross-corrélateurs numériques


V je est la tension complexe de l'antenne je , et V j est la tension complexe de l'antenne j . Cela peut être fait en fonction du délai &tau , en écrivant

Lorsque V je (t) et V j (t) ont une bande passante finie, le modèle de retard ressemble à ça:
Figure 2: La relation entre la bande passante FI de chaque antenne et le retard
dans la corrélation croisée des signaux de deux antennes. Le panneau supérieur
représente le spectre du signal Vje(t) (équation 1) à partir d'une antenne, et le
le panneau inférieur représente la corrélation croisée dans l'éq. (1), Xje(&tau)= <Vje(t)V * j(t+&tau)>.
La relation entre eux est juste la relation FT.

où la transformée de Fourier de la bande passante FI donne le modèle de retard. Notez que le modèle de retard global est une onde cosinus avec la période 1/&nu o , modulé par un motif sinc de largeur 1/&Delta&nu . C'est un cas où nous pourrions utiliser ce que nous avons appris dans la leçon 6,

En regardant la deuxième équation, nous pouvons considérer la bande passante carrée comme une fonction UNE , qui est une onde carrée centrée en &nu = 0 , convoluée avec une fonction B , qui est une fonction delta à &nu= &nu o . Le FT de cette convolution est le produit des FT individuels, c'est-à-dire UNE , qui est une fonction sinc, fois B , qui est une fonction cosinus. Donc le théorème de convolution fonctionne vraiment !

Pour le réseau solaire d'Owens Valley (OVSA), nous devons déterminer fréquemment les centres de retard, afin d'assurer un bon fonctionnement. Cela se fait en observant une source puissante et en balayant le retard à travers une plage de valeurs pour trouver le pic du motif de retard, qui donne le retard optimal. (Je regarderai DLASCAN dans I3542055.ARC) Il est important que les retards dans le système qui corrigent les différentes longueurs de câble soient connus et compensés, sinon l'amplitude de la corrélation subit une perte d'efficacité considérable. Une fois que nous connaissons les centres de retard (retards nécessaires pour corréler une source directement au-dessus), il est alors facile de calculer les retards corrects pour tout autre emplacement dans le ciel, c'est-à-dire le retard géométrique &tau g = B. s/c . (Je regarderai l'écriture de Gelu sur le modèle de retard, y compris la phase.)

La dernière fois, nous avons brièvement mentionné la conception du corrélateur numérique et discuté des deux alternatives, FX et XF. Répétons cela un peu plus en détail. Rappelez-vous qu'une seule ligne de base donne une réponse comme illustré dans la figure ci-dessous :

figure 3: Insérer un déphasage de &pi /2 dans l'une des antennes et faire un
la deuxième corrélation permet de mesurer les composantes sinus et cosinus
simultanément. Ceux-ci sont enregistrés et deviennent la visibilité complexe à
fréquence spatiale vous, v correspondant à la ligne de base projetée entre les antennes.

Corrélateur XF
Nous pouvons combiner les sorties en une seule expression complexe,

où nous écrivons le retard géométrique pour la ligne de base je-j comme &tau g = &tau je , &nu o est la fréquence de l'oscillateur local, et UNE je (t) est l'amplitude variant lentement qui, dans la figure 3, s'écrit v je (l'intégration représentée par les crochets <> est implicite dans la figure 3). Le terme exponentiel dans l'équation (2) représente une variation temporelle qui peut être calculée à partir de considérations géométriques et supprimée dans un logiciel. Maintenant, le motif de retard de la figure 2 est obtenu en balayant lentement le retard géométrique de bas en haut de sa valeur optimale, ce qui prend de l'ordre 1/2 heure à OVSA. Cependant, on peut imaginer retarder le signal par pas unitaires et faire de nombreuses corrélations simultanément, pour obtenir le panneau inférieur de la figure 2 instantanément. On peut alors faire le FT inverse et obtenir le spectre de puissance croisée. C'est la fonction d'un XF, ou corrélateur de décalage, qui fait d'abord de nombreuses corrélations (la partie X) puis fait un FT (la partie F). L'objectif est d'obtenir les visibilités pour la ligne de base je-j en fonction de la fréquence. Notez que OVSA ne le fait pas, par conséquent il n'obtient la visibilité qu'au délai optimal (zéro décalage), et est donc appelé un corrélateur continu. La figure 4 montre la partie X d'un schéma fonctionnel de corrélateur XF, qui serait ensuite suivi d'une FFT matérielle :


Figure 4: Une conception de corrélateur de décalage. Notez que les deux entrées d'antenne proviennent des côtés opposés de l'appareil, ce qui permet
pour une conception symétrique. Le décalage total entre les signaux à chaque corrélation est m&Deltat , où l'entier n est affiché dans chaque bloc.
Les symboles S indiquent l'intégration. La sortie de chaque intégrateur est alors Xje(&tau) puis, à partir de l'équation (2). Le FT de Xje(&tau)
(non représenté) donne le spectre de corrélation croisée.

Il est intéressant de regarder un peu plus en détail comment un tel corrélateur pourrait être mis en œuvre. La figure 5, ci-dessous, montre le schéma fonctionnel d'une plus grande partie du système, où les signaux d'antenne x(t) et y(t) sont numérisés, puis entrés dans des "démultiplexeurs temporels", qui sont essentiellement des registres à décalage. Les données entrent en série, donc à une vitesse d'horloge élevée, mais sortent en parallèle, de sorte que les puces du corrélateur peuvent fonctionner à une vitesse d'horloge inférieure. Chaque bloc étiqueté CC ci-dessous représente l'intégralité de la fonction de corrélateur de retard illustrée sur la figure 4 ci-dessus, de sorte qu'ils subdivisent essentiellement le temps entre les cycles d'horloge de la puce du corrélateur. Par exemple, supposons que le numériseur fonctionne à 1000 MHz et que les démultiplexeurs temporels sont des registres à décalage de 8 bits. Les données entrent à 1000 MHz, mais sortent à 1000/8 MHz = 125 MHz. Chaque ligne hors du démultiplexeur temporel représente alors un retard de 1/125 MHz = 8 nsec. Les retards &Deltat sur la figure 4 serait alors de 1 ns chacune, et les puces corrélatrices CC donneraient 8 retards. Le nombre total de retards pour chaque cycle d'horloge du plus grand bloc serait de 64 retards.
Figure 5: Une plus grande partie du système numérique, montrant l'étape du numériseur et comment la puce corrélatrice, CC,
illustré à la figure 4 s'intègre dans le schéma global. Historiquement, chaque bloc CC serait fait sur un seul IC
puce, conçue pour cet usage spécial et produite en série sous forme d'ASIC. Toute la zone 8x8 montrée
par la ligne pointillée serait une carte de circuit imprimé. Notez que cette électronique effectue la corrélation
pour une seule ligne de base. Pour un réseau de N antennes, N*(N-1)/2 cartes seraient nécessaires. Plus récemment,
l'ensemble du bloc peut être implémenté sur une seule puce géante FPGA (Field Programmable Gate Array),
dont la fonction peut être programmée en utilisant le langage VHDL, un peu comme un logiciel d'écriture.

Il convient également de noter que le corrélateur de décalage peut être utilisé pour faire de l'autocorrélation, où un signal d'une antenne est corrélé avec lui-même (correctement décalé). Après FT, cela donne le spectre d'auto-corrélation (également appelé puissance) (et est une quantité réelle plutôt qu'une visibilité complexe).

Erreurs de retard fractionnaire
Dans toute conception, le retard géométrique doit être compensé. Pour OVSA, cela se fait en commutant des longueurs de câble variables (appelée compensation de retard analogique), tandis que dans les systèmes numériques, nous pouvons accomplir la même chose en utilisant des retards numériques. Dans les deux cas, les retards sont quantifiés à une certaine taille de pas minimale. Pour OVSA, les retards sont quantifiés à 1 ns (équivalent à des sections de câble d'environ 1 pied). Pour le mm-array Caltech, fonctionnant à une fréquence beaucoup plus élevée, les retards sont quantifiés à 1/128 nsec ! Disons que nous avons un système avec un pas de retard minimum de 1 ns et que le système est réglé pour un retard parfait au centre de l'échantillon. Ensuite, le délai sera éteint d'une fraction de temps &moins&epsilon/2 nsec au début de la période d'échantillonnage et de +&epsilon/2 à la fin de la période d'échantillonnage. Pour un signal à large bande, cela introduit un déphasage à travers la bande qui varie avec la fréquence à l'intérieur de la bande, comme le montre l'équation (2), c'est-à-dire

Si elle n'était pas compensée, l'amplitude à l'extrémité haute fréquence de la bande serait réduite. Pour cette raison, les corrélateurs sont souvent conçus pour incorporer une compensation de rotation de phase, c'est-à-dire qu'ils décalent la phase du signal entrant à la fois positivement et négativement pendant la période de numérisation du retard. Celle-ci doit également être quantifiée, et la précision dépend du nombre de bits de la corrélation. Pour un corrélateur à trois niveaux, le rotateur de phase a trois états, +&phi , &moins &phi , et 0 .

Corrélateur FX
Comme nous l'avons mentionné la dernière fois, un corrélateur FX fait le même travail que le corrélateur XF, mais inverse les fonctions FT et corrélation (X), en effectuant d'abord la division de fréquence. C'est peut-être plus simple, conceptuellement. L'idée est que le signal entrant est divisé en différentes fréquences à l'aide d'un banc de filtres, et chacun de ces signaux est ensuite corrélé avec tous les signaux à la même fréquence parmi toutes les autres antennes. Aucun décalage n'est requis, le travail de corrélation est donc plus simple - chacun est essentiellement un corrélateur de continuum. La correction de phase due aux erreurs de retard est également un travail plus simple, car il suffit de décaler la phase de chaque canal de fréquence de la manière appropriée. La division de fréquence peut être effectuée avec une FFT, mais notez que la résolution en fréquence d'une telle FFT est liée au nombre d'échantillons transformés. Une résolution de fréquence fine nécessite une longue série temporelle. Même alors, le phénomène de sonnerie de Gibbs pose certains problèmes, notamment le mélange du signal dans les canaux adjacents. Il existe un développement relativement nouveau appelé filtres polyphasés, qui présente de meilleures caractéristiques à cet égard et peut diviser le signal entrant plus proprement en sous-bandes. Cette approche a été développée pour le "multiplexage dans le domaine fréquentiel" dans les systèmes de communication sans fil. La figure 6, ci-dessous, montre un aperçu de la procédure. La clé est que cette procédure peut être implémentée dans le matériel et peut suivre le débit de données.

Figure 6 : Une représentation graphique du processus de filtrage polyphasé. Une série temporelle d'une certaine longueur (ici représentée comme 1024 échantillons,
est multiplié par une fonction "window" qui est une fonction sinc (en raison de sa propriété que sa FT est une fonction rectangle) pour donner
la forme d'onde affichée en bas à gauche. Les échantillons fenêtrés, répétés en haut à droite, sont divisés en m sections séparées (ici
représentées comme 4 sections, donc chacune d'une longueur de 256), et les sections résultantes sont additionnées pour donner la forme d'onde finale dans la partie inférieure
droite. Cette forme d'onde est transformée de Fourier pour donner un spectre avec une belle bande passante rectangulaire.

Figure 7 : Une comparaison des performances de diverses fonctions de fenêtrage et de la FFT (courbe verte dans le tracé à gauche).
Les deux chiffres de mérite sont la largeur du "canal" et la hauteur des lobes latéraux de chaque côté. Plus le
lobes secondaires, plus la "diaphonie" entre les canaux est importante. Les lobes secondaires de la FFT ne sont qu'à 20 dB en dessous du pic principal,
tandis que pour le profil de filtre polyphasé (courbe verte dans le tracé à droite) les lobes latéraux peuvent être en baisse de plus de 100 dB.
La bande passante rectangulaire et les lobes latéraux bas se rapprochent de l'idéal.

La figure 7 montre les performances du filtre polyphasé par rapport à la FFT et à d'autres fonctions de fenêtrage.

Le radiotélescope solaire agile en fréquence peut utiliser une conception de corrélateur FX afin de résoudre le problème des interférences. Dans un corrélateur XF, un certain signal à large bande est multiplié de manière croisée, puis transformé de Fourier. En présence d'interférences à bande étroite (disons certains canaux de communication), les niveaux de signal pour l'ensemble de la bande peuvent être assez élevés, saturant l'électronique numérique du corrélateur. Cela détruit la mesure pour toutes les fréquences de la bande. Cela peut être surmonté en utilisant un corrélateur à plusieurs bits, mais cela signifie que chaque puce CC de la figure 5 doit fonctionner sur plusieurs bits, ce qui est coûteux. En utilisant un corrélateur FX, on peut numériser sur plusieurs bits, puis canaliser la bande d'entrée en plusieurs sous-bandes. Ces canaux avec interférence peuvent alors être supprimés et ne pas être corrélés du tout, tandis que ceux sans interférence auront de faibles amplitudes (par rapport aux canaux d'interférence), mais peuvent être échantillonnés à une résolution en bits beaucoup plus faible (peut-être un comparateur à 2 niveaux, 1 bit) . Les puces CC de sous-séquence peuvent toutes être des puces à 1 bit, ce qui rend la mise en œuvre très peu coûteuse. La raison pour laquelle le FASR est plus confronté à ce problème que les réseaux précédents est qu'il fonctionnera sur une très large bande passante, et fonctionnera donc dans des parties du spectre radio où de fortes interférences existent. D'autres nouvelles baies (EVLA, ATA, LOFAR, SKA) sont également confrontées aux mêmes défis.

Problèmes d'imagerie de ligne spectrale
Voir la conférence de Michael Rupen sur Spectral Line Observing I à la NRAO Summer School. Pour effectuer un travail sur les raies spectrales, il faut déterminer les bandes passantes individuelles sur chaque ligne de base (à la fois l'amplitude et la phase) et corriger les non-uniformités. On peut alors imager en chaque point d'une raie spectrale, et obtenir un "cube de données" contenant deux dimensions spatiales et une dimension spectrale.


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Scientifique Olympiade Astronomie et Reach for the Stars Webinaires.

Science Olympiad est une organisation nationale à but non lucratif dédiée à l'amélioration de la qualité de l'enseignement des sciences de la maternelle à la 12e année, à l'augmentation de l'intérêt pour la science pour tous les élèves, à la création d'une main-d'œuvre technologiquement compétente et à la reconnaissance des réalisations exceptionnelles des élèves et des enseignants. Ces objectifs sont atteints en participant à des tournois régionaux, étatiques et/ou nationaux de l'Olympiade scientifique, en incorporant l'Olympiade scientifique dans le programme d'études en classe et dans les cliniques et instituts de formation des enseignants/entraîneurs. Pour renforcer à la fois le contenu des événements et les applications réelles, Science Olympiad entretient des partenariats avec l'industrie et les organisations. Les événements de l'Olympiade scientifique "Astronomie" et "Reach for the Stars" sont soutenus par le groupe Chandra Education & Outreach depuis 1999.

Dans un effort pour étendre davantage le soutien aux cliniques et instituts d'entraîneurs de l'Olympiade scientifique aux entraîneurs qui ne peuvent pas y assister, le groupe Chandra Education & Outreach a enregistré une série de vidéos de l'éducatrice Chandra Donna L. Young présentant l'"astronomie" et "Solar System" entraîne le contenu de la clinique à un groupe d'entraîneurs et d'équipes locaux de l'Olympiade scientifique. Ces vidéos permettront à tout entraîneur ou équipe de comprendre les compétitions de l'année à venir. L'ensemble actuel de vidéos comprend du contenu, des ressources et des suggestions sur la meilleure façon de se préparer à la compétition.




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Événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences - 2019.


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Événement d'astronomie des Olympiades nationales des sciences - 2018.


Événement du système solaire de l'Olympiade nationale des sciences - 2018.


Événement d'astronomie de l'Olympiade scientifique nationale - 2017 - Guide des directeurs d'État et des superviseurs d'événements.


Événement National Science Olympiad Reach for the Stars - 2017 - Guide des directeurs d'État et des superviseurs d'événements.


L'événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences 2017 se concentre sur l'évolution stellaire et les supernovas de type Ia.


L'Olympiade nationale des sciences (NSO) Reach for the Stars 2017, avec un contenu axé sur l'évolution stellaire et les supernovas de type Ia.


L'événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences 2016 se concentre sur l'évolution stellaire, la formation d'étoiles et les exoplanètes.


L'Olympiade nationale des sciences (NSO) Reach for the Stars 2016, avec un contenu axé sur l'évolution stellaire, les régions de formation d'étoiles et les restes de supernova.


L'événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences 2015 se concentre sur l'évolution stellaire et la formation des étoiles et des planètes.


L'événement Système solaire B 2015 de l'Olympiade nationale des sciences (NSO), avec un contenu axé sur la science planétaire.


L'événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences 2014 se concentre sur l'évolution stellaire et les étoiles variables.


Le National Science Planetary Science Event 2014 se concentre sur les propriétés et l'évolution de la glace et de l'eau extraterrestres dans le système solaire.


L'événement d'astronomie de l'Olympiade nationale des sciences 2012 concernait l'évolution stellaire et les événements de supernova de type Ia. Le contenu du concours 2013 se concentre sur l'évolution stellaire et les événements de supernova de type II.


L'événement Reach for the Stars de l'Olympiade nationale des sciences 2012 s'est concentré sur les propriétés et l'évolution des étoiles, et l'événement Reach for the Stars 2013 se concentre sur l'évolution stellaire et le spectre électromagnétique.


Nature des moteurs centraux

Comme je l'ai déjà noté, un QSO brillant a une luminosité jusqu'à 1000 fois celle de la galaxie entière. Une autre propriété commune des QSO est qu'ils sont fortement variables. L'échelle de temps de variabilité signifie que quelle que soit la source, elle doit être petite (plus petite que le système solaire). Une autre propriété commune des spectres QSO sont les larges raies d'émission optique. Ces lignes ont des largeurs de vitesse allant jusqu'à 10 000 km/sec. Si les largeurs de raies sont dues aux mouvements orbitaux des nuages ​​de gaz, cela signifie que les sources centrales doivent avoir des masses très importantes :

Cela signifie que quelle que soit la source, elle doit être petite (plus petite que le système solaire). L'explication la plus simple est que les moteurs centraux sont Trous noirs supermassifs.

Comment un tel trou noir supermassif parvient-il à créer les différentes sortes de phénomènes que nous observons ? Le meilleur modèle disponible est que le matériau forme un disque d'accrétion autour du trou noir. La matière tombante est chauffée par gravité et ionisée lorsqu'elle se déplace à travers le disque d'accrétion. Le plasma en rotation crée un puissant champ magnétique. Lorsque le matériau atteint la limite interne du disque d'accrétion, la majeure partie tombe dans le trou noir. Mais une petite fraction de celui-ci est entraînée par le champ magnétique et s'écoule vers l'extérieur en jets.

Dans ce modèle, ce que nous voyons dépend de notre angle de vue, ainsi que de la production d'énergie de la source. Si nous voyons la source directement le long d'un axe de jet, nous voyons un objet BL Lac. Si nous voyons le moteur central, mais que nous ne sommes pas directement en pôle, nous voyons un QSO. Si le moteur central est masqué par le disque d'accrétion, alors nous voyons une radiogalaxie. L'une des meilleures choses à propos de ce modèle est qu'il existe des preuves d'observation qu'il est au moins qualitativement correct.

Plus tôt, j'ai souligné qu'il existe des analogues à faible décalage vers le rouge des QSO, qui sont similaires dans la plupart des propriétés observées, mais beaucoup moins lumineux. Ceci est important car cela nous permet d'étudier le phénomène AGN à une résolution spatiale beaucoup plus élevée que ce qui est possible pour les QSO (très éloignés). Nous pouvons avoir une bien meilleure vue du noyau d'une galaxie distante de 10Mpc que d'une galaxie distante de 200Mpc. A titre d'exemple, dans le cas de M87, nous pouvons observer un disque nucléaire de matière en rotation. M87 est suffisamment proche (environ 15 Mpc) pour que nous puissions résoudre le disque spectroscopiquement avec HST. Nous voyons des preuves d'une rotation rapide. Si M87 était dix fois plus loin, nous ne serions pas en mesure de résoudre le disque, et nous observerions plutôt des raies d'émission très larges. Mais, parce que nous pouvons résoudre le disque, nous pouvons utiliser la vitesse de rotation observée pour mesurer la masse enfermée. Il s'avère qu'il s'agit d'environ un milliard de masses solaires.

En 2019, nous avons réussi à tester cela d'une nouvelle manière. Une installation mondiale VLBI de longueur d'onde mm connue sous le nom de télescope Event Horizon a publié une image de l'anneau de déviation des photons autour du trou noir central M87. La taille de l'anneau de photons est directement liée à la masse du trou noir et donne une masse de 6 milliards de masses solaires.

Les choses nous amènent à une question à laquelle vous avez peut-être pensé : Pourquoi il n'y a pas de QSO dans l'Univers aujourd'hui ? S'il y avait un tas de trous noirs supermassifs il y a environ 10 Gyr, ils n'ont pas disparu. Donc les moteurs sont toujours là. Et même les versions les plus énergétiques (Seyferts et Radio Galaxies) sont beaucoup moins lumineuses que les QSO que nous observons à des décalages vers le rouge de 1 ou 2. La raison semble être qu'il n'y a tout simplement pas autant de matière s'accumulant sur les sources centrales maintenant qu'il n'y en a eu. était dans le passé. Du moins pas dans la plupart des cas.

Une autre façon de rechercher des trous noirs supermassifs consiste à rechercher leurs signatures dynamiques dans les non-AGN. Les exemples les mieux étudiés en sont les plus proches : les noyaux de la galaxie d'Andromède (M31), et sa compagne M32. La technique d'observation consiste à prendre un spectre de la galaxie cible qui comprend le noyau et la région qui l'entoure. On utilise ensuite les informations résolues spatialement dans le spectre pour dériver la vitesse de rotation en fonction du rayon. La forte pointe de vitesse près du noyau est la signature qu'il y a un objet massif et sombre présent. Nous avons donc des preuves dynamiques que la plupart des galaxies brillantes ont des trous noirs supermassifs en leur centre. Mais la plupart de ces objets ne produisent aucune signature d'émission. En d'autres termes, une galaxie comme la Voie lactée a le moteur d'un AGN, mais ce moteur est à court d'essence.

De telles études dynamiques des galaxies proches ont eu deux résultats principaux. Premièrement, pratiquement toutes les galaxies brillantes montrent des preuves de l'existence de trous noirs supermassifs dans leurs noyaux. Deuxièmement, il existe une corrélation très étroite entre la masse mesurée du trou noir et la dispersion de la vitesse du renflement (ou de la galaxie entière dans le cas des elliptiques). Les implications de ce deuxième résultat ne sont pas encore claires. Ce qui est clair, c'est que cela nous dit quelque chose de fondamental sur le mécanisme par lequel les trous noirs supermassifs centraux et le sphéroïde dans son ensemble ont été assemblés. Nous n'avons pas encore compris quoi.


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Si je portais hypothétiquement une combinaison spatiale et que je m'asseyais sur l'une des sondes spatiales Voyager à leur position actuelle dans l'espace, quelle quantité de lumière aurais-je ? (Intermédiaire)

Les sondes spatiales Voyager 1 et 2 s'éloignent de plus en plus chaque jour, mais elles sont actuellement à environ 22 milliards de kilomètres (13 milliards de miles) et 18 milliards de kilomètres (11 milliards de miles) du Soleil, respectivement [1]. À titre de comparaison, la Terre est à environ 150 millions de kilomètres (93 millions de miles) du Soleil, donc la lumière du Soleil sera certainement beaucoup plus faible sur les sondes spatiales Voyager que sur la Terre.

La luminosité apparente d'une source lumineuse diminue proportionnellement au carré de la distance à la source lumineuse. Cela signifie qu'une source lumineuse vue à une distance de trois mètres apparaîtra 3 2 = 9 fois plus faible que si elle était vue à une distance de 1 mètre. En utilisant ce raisonnement, nous pouvons calculer la force de la lumière des sondes spatiales Voyager !

Une unité pour quantifier la luminosité de la lumière, telle que vue par l'œil humain, est le lux. La luminosité d'une journée ensoleillée est d'environ 10 000 lux, tandis que le crépuscule est d'environ 10 lux. Une nuit sombre avec une pleine lune est d'environ 0,1 lux, tandis qu'une nuit sombre avec seulement la lumière des étoiles est d'environ 0,001 lux [2].

La luminosité du Soleil aux sondes spatiales Voyager 1 et 2 est d'environ 6 lux et 9 lux, respectivement. Donc, si vous étiez assis sur l'une des sondes spatiales Voyager, le Soleil lui-même semblerait être à peu près aussi brillant qu'un point dans le ciel au crépuscule.

Cependant, il semblerait en réalité qu'il soit beaucoup plus sombre que le crépuscule sur Terre. D'une part, le Soleil n'apparaîtra que comme une source de lumière ponctuelle. Bien qu'il soit dangereux de regarder directement le Soleil, il a en fait une taille angulaire d'environ 1900 secondes d'arc (où 1 seconde d'arc correspond à 1/3600 de 1 degré angulaire). Par coïncidence, la Lune a également une taille angulaire similaire, ce qui lui permet de couvrir complètement le Soleil lors d'une éclipse solaire totale. La plus petite distance angulaire que l'œil humain peut résoudre est d'environ 15 secondes d'arc, donc tout ce qui est plus petit apparaîtra comme une source de lumière ponctuelle. La taille angulaire du Soleil vue depuis Voyager 1 et 2 est d'environ 7 secondes d'arc, ce qui est bien en deçà de la limite de ce que l'œil humain peut résoudre. Ainsi, le Soleil apparaîtrait comme un minuscule point lumineux qui n'est pas plus gros que n'importe quelle autre étoile ! Cependant, vous seriez en mesure de l'identifier comme le Soleil car il serait beaucoup plus brillant que n'importe quelle autre étoile.

De plus, sur Terre pendant la journée, le ciel semble être brillant dans toutes les directions car les molécules de l'atmosphère terrestre diffusent la lumière dans toutes les directions. Cependant, il n'y a pas d'atmosphère autour des sondes spatiales Voyager, vous ne verrez donc la lumière du soleil que si vous regardez directement le Soleil (ce qui serait sûr de le faire à cette distance) ou si la sonde Voyager sur laquelle vous étiez assis reflétait un peu de soleil. de nouveau dans tes yeux.

Seule une fraction de la lumière du soleil qui brille sur la sonde spatiale Voyager se reflétera dans vos yeux (la fraction dépendant du degré de réflexion de la surface), mais vous seriez probablement capable de voir faiblement au moins les parties les plus réfléchissantes de l'espace sonde.

Donc, en conclusion, si vous étiez assis sur une sonde spatiale Voyager, il ferait très sombre. Cependant, la source ponctuelle qu'est le Soleil serait beaucoup plus brillante que n'importe quelle autre étoile (à peu près aussi brillante qu'un point dans le ciel au crépuscule) et vous pourriez probablement voir une faible lumière du soleil se refléter sur la sonde spatiale Voyager que vous étaient hypothétiquement assis !


L'Univers a 13,77 milliards d'années. Probablement. Peut-être un peu moins. Nous ne sommes pas sûrs.

Une paire d'articles récemment publiés montre que l'Univers a 13,772 milliards (plus ou moins 39 millions) d'années.

C'est super! Il est également en accord avec certaines mesures antérieures de l'Univers effectuées de manière similaire. Aussi cool.

Plus de mauvaise astronomie

Qu'est-ce que ne pas cool, c'est que cela ne semble pas atténuer un écart croissant dans les mesures effectuées de différentes manières, qui ont un âge inférieur de quelques centaines de millions d'années. Bien que cela ne semble pas être un gros problème, c'est en fait un très gros problème. Les deux groupes de méthodes devraient avoir le même âge, et ce n'est pas le cas. Cela signifie qu'il y a quelque chose de fondamental dans l'Univers qui nous manque.

Les nouvelles observations ont été faites à l'aide du télescope de cosmologie d'Atacama (ou ACT), une antenne chilienne de six mètres sensible à la lumière dans la partie micro-ondes du spectre, entre la lumière infrarouge et les ondes radio. Lorsque l'Univers était très jeune, il était extrêmement chaud et dense, mais environ 380 000 ans après le Big Bang, il s'est suffisamment refroidi pour devenir transparent. Il faisait à peu près aussi chaud que la surface du Soleil à l'époque, et la lumière qu'il émettait aurait été plus ou moins dans la partie visible du spectre, le genre de lumière que nous voyons avec nos yeux.

Mais l'Univers s'est beaucoup étendu depuis lors. Cette lumière a perdu beaucoup d'énergie pour lutter contre cette expansion, et s'est littéralement décalée vers le rouge, la longueur d'onde est devenue plus longue. C'est maintenant dans la partie micro-ondes du spectre. C'est aussi partout, littéralement dans chaque partie du ciel, nous l'appelons donc le fond cosmique micro-ondes, ou CMB.

Une énorme quantité d'informations est stockée dans cette lumière, donc en scannant le ciel avec des «scopes comme ACT, nous pouvons mesurer les conditions dans l'Univers alors qu'il n'avait que 380 000 ans.

ACT couvrait 15 000 degrés carrés, soit plus d'un tiers du ciel entier ! En regardant environ 5 000 degrés carrés de cette étude, ils ont pu déterminer une grande partie du comportement du jeune Univers, y compris son âge. En combinant cela avec les résultats de la sonde d'anisotropie micro-ondes de Wilkinson (ou WMAP), ils ont obtenu l'âge de 13,77 milliards d'années. Cela concorde également avec la valeur de la mission européenne Planck, qui a également mesuré les micro-ondes du cosmos primitif.

Une partie de l'énorme étude de l'Univers primitif réalisée par le télescope cosmologique d'Atacama, montrant des fluctuations de température infimes dans le rayonnement restant du Big Bang. Ces variations sont ce qui a finalement formé les galaxies, les étoiles et vous. Crédit : collaboration ACT

Ils peuvent également mesurer le taux d'expansion de l'Univers. L'expansion a été découverte pour la première fois dans les années 1920, et ce que les astronomes ont découvert, c'est qu'un objet plus éloigné de nous s'éloignait de nous plus rapidement. Quelque chose de deux fois plus loin semblait s'éloigner de nous deux fois plus vite. Ce taux d'expansion est devenu connu sous le nom de constante de Hubble, et il est mesuré en vitesse par distance : à quelle vitesse quelque chose se déplace par rapport à sa distance.

Les nouvelles observations obtiennent une valeur pour cette constante de 67,6 ±1,1 kilomètres par seconde / mégaparsec (un mégaparsec, abrégé en Mpc, est une unité de distance pratique dans certains aspects de l'astronomie, égale à 3,26 millions d'années-lumière un peu plus loin que la distance à la galaxie d'Andromède, si cela peut aider). Ainsi, en raison de l'expansion cosmique, un objet distant de 1 Mpc devrait s'éloigner de nous à 67,6 km/s, et un autre de 2 Mpc à 135,2 km/s, et ainsi de suite. C'est un peu plus compliqué que ça, mais c'est l'essentiel.

Et c'est un problème. Il existe de nombreuses façons de mesurer la constante de Hubble - en regardant les supernovae dans des galaxies lointaines, en observant des lentilles gravitationnelles, en observant d'énormes nuages ​​de gaz dans des galaxies lointaines, etc. s/Mpc. Ces chiffres sont Fermer, ce qui est rassurant à certains égards, mais suffisamment éloigné l'un de l'autre pour en être extrêmement déroutant. Ils devraient être d'accord, et ils ne le font pas.

Ils ont également des âges différents pour l'Univers. Une constante de Hubble plus élevée signifie que l'Univers se développe plus rapidement, il n'a donc pas eu besoin de autant de temps pour atteindre sa taille actuelle, ce qui le rajeunit. Une constante inférieure signifie que l'Univers est plus ancien. Ainsi, bien que le taux d'expansion puisse sembler ésotérique, il est directement lié au concept plus fondamental de l'âge de l'Univers, et les deux groupes de méthodes obtiennent des nombres différents.

Alors qu'est-ce qui est juste ? C'est une question difficile à répondre, et peut-être la mauvaise à poser. Un meilleur est, pourquoi ne sont-ils pas d'accord ?

Il y a un problème évident, et c'est que ces deux méthodes sont correctes, mais ils mesurent deux parties différentes de l'univers. Ceux qui regardent le CMB examinent l'Univers quand il avait moins d'un million d'années. Les autres regardent l'Univers alors qu'il était déjà quelques milliard ans. Peut-être que le taux d'expansion a changé pendant cette période.

En d'autres termes, peut-être que la constante de Hubble ne l'est pas. Une constante, je veux dire.

Il pourrait y avoir des problèmes dans les méthodes elles-mêmes, mais celles-ci ont été vérifiées de plusieurs manières et par tellement de méthodes différentes dans chaque groupe que cela semble très improbable à ce stade.

La faute est apparemment dans l'Univers, et non en nous-mêmes. Ou, mieux dit (désolé, Bard, et peut-être John), la faute réside dans la façon dont nous mesurons l'Univers. Il fait ce qu'il fait. Nous devons juste comprendre pourquoi.

De nombreux articles ont été publiés à ce sujet, et il n'est pas exagéré de dire que c'est l'un des problèmes les plus importants et les plus épineux de la cosmologie en ce moment.

Une pensée personnelle. Mon premier travail après l'obtention de mon doctorat a été de travailler brièvement sur une partie de COBE, le Cosmic Background Explorer, qui a examiné le CMB et a confirmé que le Big Bang était réel. À l'époque, les mesures étaient bonnes, mais il y avait place à amélioration. Puis WMPA est arrivé, et Planck, et maintenant ACT, et ces mesures sont faites avec une précision incroyable. Les astronomes appellent cela la cosmologie de haute précision, une sorte de blague d'initié puisque, pendant longtemps, nous n'avions pratiquement aucune idée de ces chiffres.

Les astronomes sont si bons dans ce domaine maintenant qu'un écart de 10% est considéré comme un énorme problème, alors qu'à l'époque, un facteur de deux était considéré comme OK. Voir ce domaine s'améliorer au fil du temps a été une vraie joie, car mieux on y arrive, mieux on comprend l'Univers lui-même dans son ensemble.

Oui, nous avons des problèmes. Mais ce sont de gros problèmes à avoir.

Néanmoins, j'espère que nous les verrons bientôt résolus. Parce que lorsque nous le ferons, cela signifie que notre compréhension aura encore fait un grand pas en avant.


Mon spectrographe DIY imprimé en 3D

Mes compétences en soudure SMD sont un peu rouillées, mais j'ai juste suivi avec succès mes propres anciennes instructions publiées ici ( https://www.cloudyni. -3#entry7504157 ) pour souder 6 pièces des LED 1W avec un spectre semblable au soleil à un petit PCB:

Voici une courte vidéo de la LED en action (en utilisant une alimentation de banc fournissant la quantité précise de jus dont elles ont besoin - 100 mA par pop) :

Ils sont super brillants (je dirais la même luminosité de surface que le soleil) - ne les regardez pas directement !

Il est maintenant temps de les utiliser avec mon spectroscope, pour vérifier la variabilité des spectres.

#52 siam

J'ai finalement mesuré les spectres des 6 LED Bridgelux SMD 2835 1W 9V Thrive que j'ai. J'ai utilisé un papier blanc épais comme diffuseur, ce qui n'est pas parfait, mais m'a au moins permis de mesurer la variabilité de leurs spectres et d'avoir une estimation de la courbe de réponse spectrale de mon spectroscope (y compris le diffuseur).

J'ai mesuré les 6 spectres dans des circonstances identiques - distance de la fente

30cm, face à la fente, alimenté par un courant constant de 100mA (

8,9 V) à partir d'une alimentation de banc. Je laisse chaque LED briller pendant au moins 1,5 à 2 minutes avant de mesurer. J'ai dû utiliser un gain complet et une exposition longue (15s) avec ma caméra ToupTek, car le diffuseur est épais et la distance à la LED est assez grande. J'ai fait une moyenne de 10 expositions pour chaque LED (temps d'intégration de 150 s par LED) et j'ai également réalisé une image sombre de 30 expositions. J'ai recalibré les longueurs d'onde de mon spectroscope à l'aide de ma cible d'ampoule CFL.

Premièrement - les spectres individuels bruts (aucune correction de réponse appliquée) pour les 6 LED. La seule correction - ils sont renormalisés pour supprimer les variations globales de luminosité.

Cela semble en fait assez bon - en partie parce qu'il utilise une échelle verticale de journal. Les écarts semblent être d'environ 0,03 dex ou moins.

Ici, je trace le spectre moyen (ligne noire) et la moyenne plus moins l'écart type (std) calculés pour chaque longueur d'onde (donc chaque std est calculé à partir de 6 valeurs, pour les 6 LED, à chaque longueur d'onde):

Pour rendre encore plus clair le comportement du std, voici le tracé de l'amplitude du std (en dex) en fonction de la longueur d'onde :

J'obtiens la pire erreur (0,037 dex, ou +-9%) autour de 420 nm. Les parties vert-rouge des spectres sont meilleures, avec std < 0.01 dex (+-2%).

Ainsi, même s'il existe une certaine variabilité spectrale, elle semble être assez modeste, le côté bleu ayant les pires erreurs.

Et ici, je trace à la fois le spectre "typique" fourni par le fabricant (ligne rouge) et mon spectre mesuré (ligne bleue la moyenne sur les 6 LED):

Enfin, j'ai divisé la courbe bleue (spectre mesuré) par la courbe rouge (données du fabricant), pour obtenir une estimation de la courbe de réponse de l'ensemble de mon système (y compris les contributions de la caméra, le filtre IR de la caméra, le réseau de diffraction, les deux objectifs et le diffuseur - papier épais). En rouge, je montre la courbe de réponse réelle, la ligne noire est un ajustement polynomique d'ordre 11 :

Il y a des caractéristiques très suspectes dans la courbe rouge (probablement des artefacts) - comme le pic bleu autour de 450 nm - un artefact de la source bleue à 450 nm présente dans toutes les LED blanches (même si cette caractéristique est moins évidente dans ce modèle de LED). De plus, je ne crois pas aux augmentations abruptes des extrémités rouge et bleue de la courbe de réponse - je soupçonne que la courbe de réponse réelle devrait continuer à baisser aux deux extrémités.

L'utilisation d'un ajustement polynomique s'est au moins en grande partie débarrassée de l'artefact de 450 nm. Et tant que j'utilise ces données à moins de 410. 700 nm, les bosses gauche et droite ne devraient pas être présentes.

Encore une fois, ce n'est qu'une estimation.Je pense que les résultats sont suffisamment positifs pour que je puisse envisager de faire une mesure plus précise - déplacer la LED devant la fente, au lieu d'utiliser un diffuseur.

#53 robin_astro

Les sauts aux extrémités de la réponse sont généralement causés par un faux zéro. Avez-vous soustrait le biais des images ?

#54 robin_astro

Les sauts aux extrémités de la réponse sont généralement causés par un faux zéro. Avez-vous soustrait le biais des images ?

La lumière diffusée peut également donner le même effet. Une partie de cela peut être soustraite en utilisant les zones au-dessus et au-dessous de la fente comme le montre le lien avec la méthode de Buil, mais la lumière diffusée dans le sens de la dispersion est plus difficile à gérer et dépend de la qualité du réseau.

Tout cela devient plutôt hors sujet pour cette partie du forum, qui est en réalité destinée aux observations astronomiques scientifiques. Peut-être devrait-il être déplacé vers l'optique ATM et le bricolage ?

Édité par robin_astro, 07 février 2021 - 08:37.

#55 siam

La lumière diffusée peut également donner le même effet. Une partie de cela peut être soustraite en utilisant les zones au-dessus et au-dessous de la fente comme le montre le lien avec la méthode de Buil, mais la lumière diffusée dans le sens de la dispersion est plus difficile à gérer et dépend de la qualité du réseau.

Tout cela devient plutôt hors sujet pour cette partie du forum, qui est en réalité destinée aux observations astronomiques scientifiques. Peut-être devrait-il être déplacé vers l'optique ATM et le bricolage ?

Acclamations

Robin

En effet, mais comment puis-je le déplacer vers l'optique ATM et le bricolage ?

Je soupçonne que les artefacts de fin concernent davantage la lumière diffusée que le faux zéro - ils sont à des hauteurs assez différentes, et la soustraction d'un cadre sombre ne réduirait-elle pas non plus le biais?

#56 syam

J'ai demandé au modérateur de déplacer ce fil vers ATM Optics and DIY.

Je suis finalement revenu à mon idée originale - en utilisant le rapport des spectres d'ampoules à incandescence mesurés à deux températures différentes - pour récupérer les deux températures, puis les utiliser pour calculer la courbe de réponse du spectroscope. Cela repose fortement sur l'hypothèse que les spectres des ampoules à incandescence sont très proches du rayonnement du corps noir, ce qui, comme je l'ai posté ici plus tôt, n'est pas tout à fait le cas.

Quoi qu'il en soit, avant d'essayer quelque chose de plus sophistiqué (comme utiliser des spectres d'ampoules à incandescence publiés, à la place de l'approximation du corps noir), voici ce que j'ai obtenu avec l'hypothèse simplificatrice du corps noir.

J'ai utilisé une ampoule à incandescence automobile 12V/20W à 5 tensions différentes (de 12V*1.60A=19.2W jusqu'à 7.4V*1.25A=9.25W). J'ai utilisé le même diffuseur qu'avec les LED (papier blanc épais), l'ampoule était

5 cm de la fente. Avec l'astrocaméra ToupTek B&W, j'ai utilisé des poses de 150 ms au gain maximum (1000). J'ai fait en moyenne 500 images par spectre, puis j'ai également calculé l'image sombre à partir de 1000 images. J'ai utilisé le même calibrage spectral qu'avec les LED.

Premièrement - les cinq spectres bruts (pour les cinq températures de filament), le plus bleu est le plus chaud :

7

Fait intéressant, je vois le même effet en zigzag sur le côté rouge du spectre que j'ai vu auparavant avec mes spectres d'ampoule CFL - ce sont donc évidemment des artefacts de mon spectroscope, pas de vraies caractéristiques.

Suivant - les mêmes spectres, uniquement normalisés à la même luminosité. Les effets du changement de température sur les formes des spectres sont maintenant plus évidents (plus le filament est chaud, plus le spectre est décalé vers le bleu) :

Passons maintenant à la partie intéressante. En supposant que tous ces spectres sont des rayonnements de corps noir avec des températures inconnues, j'ai utilisé ma méthode de division d'un spectre par un autre, puis d'ajustement d'une division analytique des rayonnements de corps noir à deux températures à la première, pour dériver les deux températures au moyen d'un ajustement non linéaire ( en utilisant Octave). J'ai instantanément découvert que les résultats dépendent fortement de deux des cinq températures que j'ai utilisées dans mon analyse - ce qui n'est pas bon signe ! Je soupçonne que c'est principalement parce que les spectres réels sont assez différents du rayonnement du corps noir.

Fait intéressant, en utilisant différentes paires (sur 5) de spectres, beaucoup ont produit un très mauvais ajustement dans mon analyse. Par exemple, en utilisant les temps #1 et #4 (#1 étant le plus chaud, #5 étant le plus froid), j'obtiens cet ajustement plutôt médiocre :

Les températures récupérées ne sont pas non plus bonnes - 2001, 1816K (où je m'attendais à ce qu'elles soient autour de 2500-3000K). Pire encore, une fois que j'ai élargi la plage de températures utilisées dans l'ajustement non linéaire, les températures récupérées ont tendance à s'approcher de zéro (et ne correspondent toujours pas aux données).

Ensuite, j'ai essayé toutes les combinaisons possibles de spectres et j'ai obtenu un meilleur ajustement lors de l'utilisation des températures #3 et #4 - le std est passé de 0,0095 dex dans le tracé ci-dessus à 0,0006 dex. Cet ajustement semble tout à fait crédible:

Les températures récupérées ne sont toujours pas réalistes - 4521K, 4138K (elles sont comme un facteur 2 plus grandes que prévu). Mais le fait est que les températures n'ont pas besoin d'être exactement réalistes - j'essaie simplement de trouver deux valeurs de "températures du corps noir" qui produisent des spectres de corps noir similaires à ceux observés, dans la fenêtre spectrale donnée.

Enfin, j'ai utilisé les "températures" récupérées ci-dessus pour calculer les courbes de réponse de mon spectroscope à partir des deux spectres - #3 (ligne rouge) et #4 (ligne bleue):

Encore une fois, tout cela est basé sur l'hypothèse que le rayonnement du corps noir convient très bien aux spectres d'ampoules à incandescence, ce qui n'est pas le cas. Pourtant, la courbe de réponse ci-dessus semble assez intéressante et presque crédible. C'est assez symétrique. Il a une bosse d'environ 640 nm qui, j'en suis sûr, est une caractéristique réelle de ma courbe de réponse, car j'ai vu cette caractéristique sur d'autres paires de spectres. Les deux courbes de réponse (rouge et bleue) sont très proches l'une de l'autre, ce qui est un signe prometteur. Même la structure à petite échelle (zigzag entre 600 et 700 nm) est pratiquement identique pour les lignes rouges et bleues - je peux donc me débarrasser de cet artefact dans tous mes spectres en utilisant ces courbes de réponse ! Cela signifie que je ne devrais pas essayer d'adapter un polynome à ces courbes, mais plutôt les utiliser telles quelles, avec toutes ces fonctionnalités fines.

Cette courbe de réponse est très différente de celle que j'ai dérivée précédemment, basée sur des spectres LED. Cela signifie probablement qu'ils ont tous les deux plutôt tort.

Néanmoins, je pense que je vais dans la bonne direction, je vais donc essayer de faire un meilleur travail avec les mêmes données - au lieu de supposer le rayonnement du corps noir, j'essayerai d'utiliser les spectres incandescents publiés pour cette analyse. (Bien sûr, une fois que vous commencez à entrer dans de tels détails, différentes ampoules ont des spectres différents, à la même température, ce qui rend l'analyse plus difficile.)

Édité par syam, 07 février 2021 - 16:42.

#57 syam

Je pense que je suis enfin sur quelque chose - les choses commencent à converger.

Comme je l'ai expliqué plus tôt, l'approximation du corps noir n'est pas très bonne pour les ampoules à incandescence (tungstène). t produire de bons résultats.

J'ai donc franchi l'étape suivante. J'ai cherché dans la littérature et trouvé une expression analytique de l'émissivité du tungstène en fonction de la température et de la longueur d'onde (Larrabee, 1957 page 46 dans le fichier PDF). (L'émissivité est une fonction qui doit être multipliée par le rayonnement du corps arrière à la même température, pour produire le spectre réel. En d'autres termes, il s'agit d'une correction du rayonnement du corps noir.) Elle est plutôt limitée - dérivée de la plage de températures 1600-2400K, pour les longueurs d'onde 450-680nm. Voici cette fonction d'émissivité :

E = 0,4655 + 0,01558*lambda + 2,675e-5*T - 7,305e-5*lambda*T

Ici lambda est en nm, T est en K.

Je suis donc allé de l'avant et j'ai modifié mes scripts Octave. Maintenant, au lieu d'ajuster la division de deux spectres mesurés par un rapport de deux rayonnements de corps noir, j'utilise un rapport de rayonnements de corps noir multiplié par l'émissivité. Sinon mon algorithme est exactement comme avant.

Ce que j'ai découvert, c'est que cette approche semble produire des résultats beaucoup plus crédibles - mais uniquement pour les deux températures les plus basses que j'ai essayées jusqu'à présent (mes cas 4 et 5). L'ajustement a une grande qualité (std est seulement 0,0005 dex):

Et maintenant, les températures récupérées sont tout à fait crédibles - 2711K et 2570K. BTW, ces chiffres sont également cohérents avec la consommation électrique de l'ampoule, que j'ai mesurée à 11,17 W pour le n° 4 et à 9,25 W pour le n° 5. En première approximation, la puissance utilisée par l'ampoule devrait être égale à une quatrième puissance de la température du filament (loi de Stefan-Boltzmann). J'obtiens (2711K/2570K)^4 = 1,24, ce qui est assez proche de (11,17W/9,25W) = 1,21. De plus, mon estimation de température pour la puissance nominale de l'ampoule (20W) est de 2711K * (20W/11,17W)^1/4 = 3136K, ce qui se situe dans la fourchette des températures de filament normales (2800-3300 K).

Maintenant à la meilleure partie. Avec ce nouveau modèle et les températures récupérées, ma nouvelle courbe de réponse du spectroscope (ligne bleue) ressemble beaucoup plus à celle que j'ai dérivée plus tôt en utilisant une méthode complètement différente (ligne rouge utilisant le spectre LED publié par le fabricant) :

Ils sont évidemment encore assez différents, mais les principales caractéristiques sont à peu près les mêmes - le pic est d'environ 450-500 nm, il tombe à

-0,5 sur le côté gauche, et à

-1,5 sur le côté droit. Je peux même voir la même bosse vers 630 nm. Il est important de noter que ce qui semble être des artefacts aux extrémités gauche et droite de la courbe rouge (LED) est absent de la courbe bleue (tungstène), de sorte que cette dernière semble être plus fiable.

Toutes les autres combinaisons de spectres que j'ai essayées ont donné des valeurs complètement fausses pour les températures et un ajustement bien pire. Je pense qu'il faut utiliser des températures très basses (<2500K) pour que cette méthode fonctionne, en partie parce que les courbes d'émissivité ont été dérivées pour des températures de 1600-2400K. Avec mon ampoule 12V/20W, cela correspond à peu près à la puissance consommée 1,4 . 7W. Bien sûr, l'ampoule sera beaucoup plus faible à ces températures, et l'extrémité bleue en souffrira le plus, mais cela pourrait quand même très bien fonctionner. Je vais essayer de mesurer les spectres à ces températures plus basses, pour voir si je peux obtenir un résultat plus cohérent et reproductible.

Édité par syam, 08 février 2021 - 15:07.

#58 rnyboy

Sujet sympa ! Il y a bien longtemps, en 1973, alors que nous étions en HS Chemistry, on nous a chacun donné un réseau de diffraction similaire de 35 mm de la taille d'une diapositive, quelques lames de rasoir pour faire la fente, une longueur de ruban réglé en cm pour mesurer les emplacements relatifs des lignes, certains plats -Carton épais peint en noir, et les instructions sur la façon de faire un spectroscope. Cela a bien fonctionné ! Nous avons mesuré les raies de Balmer de H et les avons utilisées pour obtenir des énergies pour les raies d'émission d'autres décharges gazeuses comme Ne, Ar, Kr, O, N, etc. Je suis sûr à 100% que je l'ai encore quelque part dans une boîte dans le grenier.

Il était très léger et avait à peu près la taille et la forme d'un livre typique. Je ne serais pas surpris si une configuration un peu plus rigide de taille similaire ne pouvait pas être utilisée avec un capteur DSLR ou CMOS sur un télescope si un moyen de le connecter à la lunette et au capteur était trouvé.

Nous avions un professeur de chimie fantastique, avec qui je suis resté ami tout en préparant mon éventuel doctorat en chimie analytique. Malheureusement, il est décédé quelques années après l'obtention de mon diplôme et je vivais alors à environ 1 000 km de ma ville natale de HS.

Edité par rnyboy, le 12 février 2021 - 16h00.

#59 siam

Après un peu plus de bricolage, voici mes conclusions :

  1. Mon idée d'utiliser le rapport de deux spectres de bulbe de tungstène mesurés à deux températures différentes pour déterminer les valeurs des deux températures peut fonctionner en théorie, mais en pratique (avec le bruit et les imperfections) n'est pas utile - les températures que j'obtiens sont toutes sur le lieu. Même en essayant d'optimiser ensemble plusieurs rapports (avec plusieurs températures), la précision de la température est de 400 K ou pire, ce qui la rend inutilisable pour l'étalonnage du spectroscope. (Les rapports des températures, par contre, sont extrêmement précis.)
  2. Néanmoins, l'utilisation d'un spectre de tungsène serait beaucoup plus préférable à l'utilisation d'un spectre de LED, pour l'étalonnage, car le spectre de tungstène est connu avec une grande précision (probablement meilleure que 2 %). Les spectres LED ont des caractéristiques fortement fluctuantes.
  3. Donc, ce que j'ai fait ensuite, c'est d'adapter une courbe de réponse que j'ai obtenue à l'aide d'un spectre analytique de tungstène (la température étant un paramètre d'ajustement) à une courbe de réponse que j'ai obtenue en mesurant mes LED à spectre "semblable au soleil". (L'idée est que même si certaines parties étroites du spectre LED peuvent fluctuer entre différentes unités, la température de couleur globale devrait être assez bien confinée.) Cela m'a permis de calculer assez précisément la température du tungstène. Malheureusement, il y a un sérieux problème sur l'extrémité bleue (<450nm), où ma LED semble produire beaucoup moins (

0,35 dex) plus léger que prévu. Une possibilité est que mon diffuseur non idéal (un papier blanc épais) fonctionne assez différemment avec une LED (une source ponctuelle à 30cm) et une ampoule au tungstène (

Ici, la ligne bleue est la courbe de réponse dérivée du spectre LED. La courbe rouge est la partie de la courbe de réponse dérivée d'une ampoule en tungstène utilisée pour le montage (la ligne rouge est donc aussi proche que possible de la ligne bleue, la norme n'est pas mauvaise - 0,04 dex). La ligne noire est la continuation de la courbe de réponse du tungstène. Le résultat de cet ajustement est l'estimation de la température du filament de tungstène - 2486K. (L'ampoule était au 12V nominal.) C'est un peu plus bas pour les températures de filament, mais toujours plausible.

BTW - les expressions analytiques pour l'émissivité du tungstène (Larrabee 1957, page 46) ont une grave faute de frappe - la description dit que les longueurs d'onde sont en nanomètres ("millimicrons"), alors qu'en fait elles doivent être en microns ! Je ne l'ai pas remarqué tout de suite.

Edité par syam, le 13 février 2021 - 14:56.

#60 Octane

Ce n'est peut-être pas un problème ici, mais faites attention au papier que vous utilisez comme diffuseur du côté bleu/UV car certains types peuvent devenir fluorescents (je pense que c'est fait intentionnellement, pour les rendre plus brillants). Un moyen simple de le savoir est de pointer un laser 405 nm dessus, et vous obtiendrez un spectre avec beaucoup de lumière >405 nm qui est souvent perceptible visuellement (le laser violet foncé fait une tache bleu-vert sur le papier).

#61 syam

Ce n'est peut-être pas un problème ici, mais faites attention au papier que vous utilisez comme diffuseur du côté bleu/UV car certains types peuvent devenir fluorescents (je pense que c'est fait intentionnellement, pour les rendre plus brillants). Un moyen simple de le savoir est de pointer un laser 405 nm dessus, et vous obtiendrez un spectre avec beaucoup de lumière >405 nm qui est souvent perceptible visuellement (le laser violet foncé fait une tache bleu-vert sur le papier).

Merci - un bon point ! Des suggestions pour un meilleur diffuseur? Ou simplement expérimenter avec différents types de papier ? Je n'ai pas de laser bleu.

#62 Octane

Quelque chose comme un diffuseur en verre opale ou dépoli (comme https://www.edmundop. ng-glass/11914/ ou https://www.edmundop. ffusers/12287/) serait probablement l'idéal, bien que beaucoup plus cher que le papier . (Prenez note de leurs courbes de transmission si vous y allez avec un)

Vous pouvez essayer différents types de papier et voir si l'extrémité bleue est différente entre eux et si vous en avez plusieurs avec une transmission bleu/UV similaire et bonne, optez pour ceux-ci. Si vous avez une lumière noire/une lumière UV, cela pourrait également montrer une fluorescence (tout ce qui brille sous une lumière n'est pas quelque chose que vous voudriez utiliser). Ou peut-être une feuille de papier qui est intentionnellement faite pour être de couleur terne ou grise (bien que le colorant puisse introduire une fonction de transmission plus compliquée, je ne sais pas).

Edité par Octans, le 13 février 2021 - 16:12.

#63 rnyboy

Il existe des kits de gravure sur verre pour environ 10 $ en ligne ou dans les magasins de loisirs. Vous pouvez graver un morceau de vitre sur un ou les deux côtés pour faire un diffuseur. Je ne sais pas à quel point la surface doit être uniforme pour votre application, mais 10 $, ce n'est pas grand-chose pour voir si cela correspond à la facture d'un diffuseur dans cette application.

Vous pouvez également essayer de microbiller un morceau de verre à vitre, mais vous devez avoir le microbille ou connaître quelqu'un qui le fait pour essayer cette approche.

Si vous effectuez une recherche sur la gravure sur verre, vous découvrirez peut-être que vous disposez déjà des fournitures nécessaires en interne pour fabriquer un diffuseur de bricolage.

Et la plupart des papiers blancs, des vêtements blancs avant quelques lavages, et je pense que tous les assouplissants et de nombreux détergents à lessive contiennent des azurants UV ajoutés pour rendre les vêtements plus blancs. Ceux-ci ne sont donc pas vraiment adaptés à votre application.

Édité par rnyboy, 14 février 2021 - 08:56.

#64 siam

En effet, j'avais déjà remarqué ces canettes de gravure à 10$ sur ebay, avec le joli "Extrêmement dangereux!" Étiquettes . Peut-être à l'avenir. Pour l'instant, je vais essayer quelque chose que j'ai - un morceau de plastique mat (couvercle pour mon téléphone portable Moto fourni). Semble être très diffusif et uniforme. Certainement pas de fluorescence ici. De plus, cette fois, je serai beaucoup plus prudent - en plaçant les deux LED et l'ampoule au tungstène exactement au même endroit, relativement loin (30 cm) du spectroscope. J'ai juste besoin de voir si je peux faire correspondre la courbe de réponse LED avec une courbe de tungsène à un degré bien meilleur que ce que j'ai réussi jusqu'à présent.

D'ailleurs, j'ai perfectionné ma technique pour obtenir de bons spectres avec un SharpCap + une astrocaméra B&W. Voici ma procédure :

  • Trouvez un bon endroit sur mes spectres (verticalement), réglez la région de ROI pour couvrir cette partie (pleine largeur - 1280 pixels, 32 pixels de haut dans mon cas). Enregistrez-le en tant que profil SharpCap.
  • Utilisez la méthode Capture / Capture Dark pour calculer le spectre moyenné à partir de votre source (jusqu'à 1000 images). Dans mes tests, le format n'a pas d'importance - qu'il s'agisse de PNG, TIFF ou FITS, il stocke les mêmes données - des gris 16 bits non signés.
  • Couvrez le spectroscope et utilisez à nouveau la méthode Capture / Capture Dark, avec le même (ou plus) nombre d'images, pour capturer l'image sombre moyenne.
  • Pour le traitement, j'ai écrit ce script Python simple (pour PNG et peut-être d'autres formats) :

Vous l'utilisez sur une ligne de commande comme celle-ci :

Le script convertit d'abord les images en entiers signés 32 bits, soustrait le cadre sombre du cadre clair, puis réduit le résultat à un seul pixel verticalement (en faisant la moyenne des pixels verticalement) et écrit le spectre résultant dans le fichier "spectrum.dat", avec deux colonnes : index de pixel horizontal et les valeurs à virgule flottante pour le spectre (plage de 0,65535). Ceux-ci sont ensuite lus par mes scripts Octave, pour le post-traitement.

Édité par syam, le 14 février 2021 - 14:08.

#65 siam

Encore une tentative pour faire correspondre les courbes de réponse de ma LED "semblable au soleil" et d'une ampoule au tungstène 12V. Cette fois, j'ai fait un travail beaucoup plus minutieux :

  • L'utilisation d'un nouveau diffuseur (couvercle en plastique d'un téléphone portable) - ne devrait pas avoir de problèmes de fluorescence.
  • Placer la LED et l'ampoule assez loin de la fente (20 cm) et exactement au même endroit (juste devant la fente, exactement face à la fente).
  • Préchauffer les deux (5 minutes)
  • L'ampoule est à 11V (à 12V sa luminosité ne cesse d'augmenter à mesure qu'elle chauffe, ce qui n'est pas bon pour les longues expositions)
  • La LED est précisément à son fonctionnement 100 mA
  • Utilisation du nombre maximum d'images (1000) pour la lumière et l'obscurité. (J'ai utilisé entre 100 et 200 ms de poses.)

Je dirais que cela semble nettement meilleur que lors de ma tentative précédente (sur cette page). Le std est maintenant de 0,02 dex (+-5%), ce qui est bien pour mes besoins. Je vois encore un important (

0,2 dex) chute de la courbe de réponse de la LED sur l'extrémité bleue - entre 410 et 440 nm. La seule explication à laquelle je puisse penser est qu'il existe des variations importantes sur l'extrémité bleue de ces LED. Je ne le vois pas dans mon échantillon de LED, mais elles proviennent toutes du même lot.

À ce stade, la correspondance entre les courbes de réponse des LED et du tungstène (dans l'intervalle de 440. 680 nm) est suffisamment convaincante pour que je puisse dire que la température du tungstène (2533K) - le paramètre d'ajustement - a été dérivé assez précisément, et maintenant je peux utiliser la courbe de réponse du tungstène (lignes rouges + noires) comme une bonne estimation de la courbe de réponse réelle de mon spectroscope, pour toute la gamme de longueurs d'onde que je mesure (393 - 715 nm).

#66 syam

Je me demande si cela fera bien comme diffuseur? Il s'agit d'un "verre optique blanc givré de 32 mm pour microscope biologique" d'aliexpress, à seulement 5 $ CAD avec les frais d'expédition :

Édité par syam, le 16 février 2021 - 10h20.

#67 rnyboy

Pour 5 $, comment pouvez-vous vous tromper en essayant ?

#68 evanh1138

Merci d'avoir documenté vos efforts et vos résultats ! Je me suis aventuré dans une voie similaire et j'étais sur le point d'ouvrir Fusion 360 pour concevoir à partir de zéro. Si cela ne vous dérange pas, j'aimerais me tenir sur les épaules de géants pour ainsi dire et répéter votre conception.

Curieux de savoir si vous seriez prêt à partager vos réflexions sur mon approche, car j'espère inclure la plage 900-1000 nm et utiliser un capteur/objectif plus petit, mais j'ai un peu de mal à appliquer les mathématiques dans le guide de conception que vous avez lié.

Pour limiter les variables, si je devais utiliser exactement le même matériel mais soustraire uniquement le filtre IR, comment calculerions-nous l'ajustement nécessaire pour capturer toute la plage - disons 380 nm à 980 pour un bon nombre rond ? En ce qui concerne l'angle, vous commencerez probablement par changer votre alignement central de 550 nm à 680 nm. Mais alors, pour capturer une plage plus large dans le même espace, vous auriez également besoin de modifier la distance et la distance focale de l'objectif, n'est-ce pas ?

Ensuite, pendant que nous réévaluons la distance focale et la distance de l'objectif appropriées, je suppose que cela vaut la peine de mentionner mon plan actuel pour l'objectif/le capteur. Je regarde le capteur monochrome à obturateur global OV9281 sans filtre IR, soit dans la carte B0224 d'Arducam, soit dans le VC MIPI OV9281 de Vision Components pour Raspberry Pi avec une monture d'objectif CS.

  • Taille de pixel de 3um
  • Zone d'image de 3,9 x 2,45 mm
  • RAW 10 bits
  • 120 images par seconde à 1280 x 800
  • Monture d'objectif M12
  • 42 $ (+ 55 $ pour framboise pi 4B 4 Go)
  • Plage dynamique de 68db
  • 38db SNR

D'après tout ce que j'ai lu, les paramètres sont bien adaptés à cette application (en particulier pour le prix), bien que je m'inquiète de la faisabilité d'adapter un capteur/objectif relativement petit à votre conception, ainsi que de trouver une qualité objectif de la distance focale appropriée pour la monture M12.

Je suis à l'aise avec Fusion (modélisation paramétrique LOVE), l'impression 3D, la soudure et la programmation en python et javascript, mais malheureusement, je n'ai pas beaucoup utilisé Trig/calc depuis le lycée, il y a quelques décennies. Je suis vraiment prêt à étudier là où c'est nécessaire et à ne pas vous demander de faire tout le travail à ma place. Juste besoin d'un peu de conseils pour surmonter quelques obstacles.

Merci d'avoir lu, et même si vous ne pouvez pas aider, un grand merci pour ce que vous avez partagé dans ce fil !

EDIT : J'ai également gardé un œil sur ce projet du côté logiciel : https://github.com/l. /PySpectrometer

EDIT 2: Comprendre la distance focale et la distance de bride d'amplification aide - il semble qu'il ne soit pas rare d'adapter un objectif M3/4 à une monture CS, etc., même avec l'impression 3D, donc je pourrais théoriquement avoir encore un objectif plus grand.

Edité par evanh1138, le 20 juin 2021 - 01:38.

#69 gregj888

Nous avons un papier SAS mardi sur un spectrographe imprimé en 3D. Une partie de cela est un système d'étalonnage et plat combiné qui utilise en partie des LED. J'ai encore un peu d'équilibrage à faire mais on s'attend à ce qu'il atteigne environ 360 nm. Ce nombre provient des "spécifications" et doit donc être validé. Il peut descendre beaucoup plus bas pour ceux qui font de la lueur à l'air, mais pour la plupart, il n'y a aucune raison de descendre en dessous de 360 ​​nm. La LED de milieu de gamme est similaire au Bridgelux en composition spectrale.

Je dis que mon expérimentation encore un peu limitée me fait me ranger du côté de Robin. Je pense/nous pensons que les LED peuvent fonctionner pour les appartements, mais pour tout étalonnage raisonnable, vous avez vraiment besoin de lignes d'émission. Les néons coûtent 10 $ par 100 environ sur Amazon ou Ebay. Ajoutez une clé USB EL de 4 $ et vous êtes prêt sur le terrain. Mieux que Neon est une Relco ou une autre lampe de démarrage fluorescente. En ce qui concerne les LED, les spectres mesurés ne correspondent souvent pas à ceux des fiches techniques, ce qui donne à peu près la réponse.

Une mise en garde sur les appartements. Vous devez vraiment comprendre comment vos appartements sont traités. Les sorties des leds ne sont ni plates ni Black Body. Les corps noirs ne sont pas non plus plats, la géométrie peut également fausser les choses. Un cas où se fier aveuglément au logiciel peut ne pas être une bonne chose.

Juste mes 2 cents, YMMV. Je ne peux pas en dire plus avant le milieu de la semaine.

#70 robin_astro

Une mise en garde sur les appartements. Vous devez vraiment comprendre comment vos appartements sont traités. Les sorties des leds ne sont ni plates ni Black Body. Les corps noirs ne sont pas non plus plats, la géométrie peut également fausser les choses. Un cas où se fier aveuglément au logiciel peut ne pas être une bonne chose.

Les plats pour le spectrographe à fente sont assez différents des plats d'imagerie normaux. Ils n'ont pas besoin d'être particulièrement uniformes, mais ils doivent avoir un spectre lisse avec suffisamment de lumière sur toute la gamme de longueurs d'onde. Ils font deux métiers. L'habituel se débarrassant des beignets de poussière etc et celui qui est spécifique à la spectroscopie, en supprimant les variations de sensibilité du spectrographe et du capteur avec la longueur d'onde qui sont autrement difficiles à corriger. Ils laissent cependant l'empreinte (en douceur) du spectre de la lampe plate dans le spectre mesuré. Vous n'avez pas besoin de connaître le spectre de la lampe plate (d'autant plus qu'il est difficile/impossible à mesurer avec un équipement amateur) car celui-ci est supprimé (avec l'extinction atmosphérique) en utilisant les mesures d'une étoile standard.

Il y a quelques informations sur la correction plate dans ce document sur l'étalonnage de flux relatif des spectres sur mon site Web

#71 gregj888

Les plats pour le spectrographe à fente sont assez différents des plats d'imagerie normaux. Ils n'ont pas besoin d'être particulièrement uniformes, mais ils doivent avoir un spectre lisse avec suffisamment de lumière sur toute la gamme de longueurs d'onde. Ils font deux métiers. L'habituel se débarrassant des beignets de poussière etc et celui qui est spécifique à la spectroscopie, supprimant les variations de sensibilité du spectrographe et du capteur avec la longueur d'onde qui sont autrement difficiles à corriger.

Robin, pas sûr d'être d'accord avec ça, même si je l'aurais fait il y a plusieurs semaines. Je me penche maintenant sur une seule utilisation, la variation pixel à pixel (beignets de poussière et variations de capteur). Pour supprimer toute variation de longueur d'onde, il faudrait connaître la longueur d'onde et l'intensité atteignant ce pixel, n'est-ce pas ? Vous auriez donc besoin de faire une correction ou une cartographie du sourire et de l'inclinaison ?

Il en va de même avec l'aplatissement le long de la fente, vous devez vous assurer que la lampe plate fournit au minimum un éclairage uniforme le long de la fente, n'est-ce pas ? Oui, vous pouvez ajuster la courbe, mais cela se décompose assez rapidement en pixel en pixel d'après ce que je peux dire.

Je ne suis pas prêt à faire une déclaration forte, en lisant toujours des articles et en procédant avec prudence. C'est un sujet vraiment intéressant.

Edité par gregj888, 22 juin 2021 - 00h45.

#72 robin_astro

Robin, je ne suis pas sûr d'être d'accord avec ça, même si je l'aurais fait il y a plusieurs semaines. Je me penche maintenant sur une seule utilisation, la variation pixel à pixel (beignets de poussière et variations de capteur). Pour supprimer toute variation de longueur d'onde, il faudrait connaître la longueur d'onde et l'intensité atteignant ce pixel, n'est-ce pas ? Vous auriez donc besoin de faire une correction ou une cartographie du sourire et de l'inclinaison ?

Même chose avec l'aplatissement le long de la fente, vous devez être sûr que la lampe plate fournit un éclairage uniforme le long de la fente au minimum, n'est-ce pas ? Oui, vous pouvez ajuster la courbe, mais cela se décompose assez rapidement en pixel en pixel d'après ce que je peux dire.

Je ne suis pas prêt à faire une déclaration forte, en lisant toujours des articles et en procédant avec prudence. C'est un sujet vraiment intéressant.

Vous devez faire votre correction de plat avant toute correction géométrique car les erreurs géométriques sont les mêmes pour le plat et l'étoile. Avec un spectrographe à fente, la longueur d'onde atterrissant sur un pixel particulier est fixe par rapport à l'emplacement fixe de la fente et est la même pour l'image à spectre plat et en étoile. c'est-à-dire qu'il y a une correspondance un à un entre la lumière sur un pixel particulier dans la lampe et les images du spectre des étoiles, à la fois en position et en longueur d'onde. (Important ! Ce n'est pas vrai pour les systèmes sans fente qui ne peuvent pas être facilement corrigés à plat)

La meilleure façon de penser à un spectrographe à fente plat est de prendre un spectre de la lampe. Cette image spectrale aura tout de même les effets de la caméra, de l'optique du spectrographe (et du télescope si vous placez la lampe plate avant le télescope.) Si vous divisez ensuite votre image spectrale de l'étoile par l'image spectrale prise à l'aide d'une lampe plate vous supprimer tous ces effets en une seule fois. Vous obtenez le spectre de la lumière des étoiles entrant dans le spectrographe divisé par le spectre de la lampe plate. Parce que ce spectre de lampe plate est lisse, il est facile à retirer lorsque vous effectuez votre étalonnage à l'aide d'une étoile standard. (Si vous utilisez un plat, la "réponse" calculée à l'aide d'une étoile standard ne contient que les effets du spectre de la lampe plate et de la réponse atmosphérique mais pas la réponse du spectrographe car cela a été supprimé par la correction plate)

Voici le plat de mon ALPY600 avec ma caméra ATK428. Les ondulations à plat proviennent principalement de la réponse du capteur de la caméra. (C'est en fait un très bon capteur. Les ondulations ne sont que de quelques pour cent. D'autres appareils photo, par exemple ceux utilisant des Kodak KAF CCD, sont bien pires) Ces ondulations apparaissent également dans le spectre des étoiles bien sûr et sont difficiles à éliminer à l'aide d'une étoile standard car de leur petit espacement. Ils disparaissent presque cependant après avoir été divisés par l'appartement

Pour les objets étendus, vous devrez peut-être considérer la régularité de l'éclairage le long de la fente si vous souhaitez mesurer les différences de flux à différentes positions le long de la fente, mais ce n'est pas critique pour les étoiles car vous ne vous intéressez qu'à la façon dont l'intensité varie le long de l'axe de dispersion. à un endroit le long de la fente. Le seul problème potentiel est les erreurs dans la soustraction du fond de ciel. mais il s'agit d'un effet de second ordre qui n'est susceptible d'être significatif que pour les objets faibles contre un ciel clair. Le fond du ciel est normalement échantillonné des deux côtés du spectre et proche de celui-ci et je n'ai pas vu cela comme un problème. (La régularité de l'éclairage sur l'axe x n'a pas d'importance bien sûr car nous n'échantillonnons qu'une bande verticale spécifique.)

Il est également recommandé de placer votre étoile cible et votre étoile de référence à la même position le long de la fente, ce qui constitue une défense supplémentaire contre tout effet plat résiduel. Ceci est essentiel si vous étalonnez en flux absolu en utilisant une étoile standard avec un flux connu et c'est une bonne technique pour les spectrographes sans fente où un plat conventionnel ne fonctionne pas.


Espace

Que dois-je savoir ?
La spécification est divisée en 2 articles : Vous pouvez voir les sujets couverts par les numéros de papier ci-dessous.

Comment utiliser les listes de spécifications ?
Pour chaque sujet répertorié, vous pouvez voir le numéro de spécification, le nom du sujet et le papier. Les 2 dernières colonnes sont la section sur ce site Web et le lien de la page.

Comment ce site est-il organisé selon le cahier des charges ?
Pour faciliter une approche logique d'enseignement et d'apprentissage, ce site Web est divisé en 14 sections. Vous pouvez voir quelle section couvre quel sujet et quel document. Par exemple, dans la spécification, il y a 4 sujets couvrant la Lune. Ce site utilise 1 section Lune.

Luxuriant! Rien d'autre?
Cliquez sur les liens dans le tableau ci-dessous pour accéder à cette partie de la spécification. Cliquez également sur la flèche bleue en bas à droite pour revenir ici.

Sujet 1 – Planète Terre

Les élèves acquerront une compréhension de la planète Terre et de sa structure interne. Ils découvriront les principales divisions à la surface de la Terre et comment son atmosphère affecte les observations.

  1. croûte
  2. manteau
  3. noyau externe
  4. noyau interne
  1. Équateur
  2. tropique du Cancer
  3. tropique du Capricorne
  4. cercle polaire
  5. cercle polaire antarctique
  6. Premier méridien
  7. pôle Nord
  8. pôle Sud

Thème 2 – Le disque lunaire

Les étudiants acquerront une compréhension de la Lune et de ses formations de surface et seront capables d'identifier certaines des principales caractéristiques de sa surface. Les élèves étudieront la rotation et la révolution de la Lune et l'effet de la libration.

  1. cratères
  2. maria
  3. terrasse
  4. montagnes
  5. vallées
  1. cratères
  2. maria
  3. terrasse
  4. montagnes
  5. vallées
  1. Mer de tranquillité
  2. Océan des tempêtes
  3. Mer de crises
  4. Tycho
  5. Copernic
  6. Kepler
  7. Chaîne de montagnes des Apennins

Thème 3 – Le système Terre-Lune-Soleil

Les élèves acquerront une compréhension de la relation entre la Terre, la Lune et le Soleil et comment ils s'influencent mutuellement. Ils étudieront également les marées, les précessions et les éclipses.

  1. diamètre de la Terre
  2. diamètre de la Lune
  3. distance à la Lune
  4. distance au Soleil
  5. diamètre du soleil

Thème 4 – Temps et cycles Terre-Lune-Soleil

Les étudiants acquerront une compréhension des définitions astronomiques et des mesures du temps.
Ils étudieront le temps synodique et sidéral, les solstices et les équinoxes et le besoin de fuseaux horaires.

Ce tableau contient les spécifications de ce sujet et sur quelle page de ce site Web il peut être examiné.
# Sujet Papier Section Page
4.1 Comprendre la différence entre les jours sidéraux et synodiques (solaires) 1 Le jour
4.2 Comprendre le rôle du Soleil dans la détermination du temps solaire apparent (AST) 1 Soleil apparent et moyen
4.3 Comprendre le rôle du Soleil moyen dans la détermination du temps solaire moyen (MST) et du temps moyen local (LMT) 1 Soleil apparent et moyen
4.4 Être capable d'utiliser : l'Equation du Temps = Temps Solaire Apparent (AST) – Temps Solaire Moyen (MST) 1 Calculs EOT
4.5 Comprendre la variation annuelle de l'équation du temps 1 Équation du temps
4.6 Comprendre les causes de la variation annuelle de l'équation du temps 1 Équation du temps
4.7 Comprendre comment déterminer l'heure du midi local à l'aide d'ombres, y compris l'utilisation d'un bâton d'ombre 1 Bâton d'ombre
4.8 Comprendre la structure et l'utilisation des cadrans solaires 1 Cadran solaire
4.9 Comprendre le cycle des phases lunaires 1 Les phases de la lune
4.10 Comprendre la différence entre les mois sidéral et synodique (solaire) 1 Rotation et orbite
4.11 Comprendre la variation annuelle des heures de lever et de coucher du soleil 1 Lumière du jour
4.12 Comprendre la signification astronomique des équinoxes et des solstices 1 Équinoxe et Solstice
4.13 Comprendre la variation du mouvement apparent du Soleil au cours de l'année, en particulier aux équinoxes et aux solstices 1 Équinoxe et Solstice
4.14 Comprendre la relation entre le temps sidéral et synodique (solaire) 1 Le jour
4.15 Comprendre la différence d'heure locale pour les observateurs à différentes longitudes 1 Longitude
4.16 Comprendre l'utilisation des fuseaux horaires 1 Fuseaux horaires
4.17 Être capable d'utiliser les données liées aux fuseaux horaires 1 Fuseaux horaires
4.18 Sachez que le temps moyen à tout moment le long du premier méridien est défini comme le temps moyen de Greenwich (GMT), qui est le même que le temps universel (UT) 1 Premier méridien et amp GMT
4.19 Être capable d'utiliser les données du bâton d'ombre et l'équation du temps pour déterminer la longitude 1 Bâton d'ombre
4.20 Comprendre les principes des méthodes astronomiques pour la détermination de la longitude, y compris la méthode de la distance lunaire 1 Longitude
4.21 Comprendre le principe de la méthode horlogère de détermination de la longitude (chronomètre de marine Harrison) (connaissance du fonctionnement interne des chronomètres non requise) 1 Longitude

Thème 5 – Observation du système solaire

Les élèves comprendront comment observer le Soleil et les planètes, y compris les emplacements des planètes par rapport à la Terre et au Soleil et observer le Soleil en toute sécurité.

  1. conjonction (supérieur et inférieur)
  2. opposition
  3. élongation
  4. transit
  5. occultation

Thème 6 – Observation céleste

Les étudiants acquerront une compréhension de la façon d'observer une variété de phénomènes astronomiques à l'œil nu. Ils étudieront comment planifier leurs observations pour qu'elles soient au meilleur moment et au meilleur endroit, en tenant compte des effets tels que les conditions météorologiques et la pollution lumineuse.

  1. Soleil
  2. Lune
  3. étoiles (y compris étoiles doubles, constellations et astérismes)
  4. amas d'étoiles
  5. galaxies et nébuleuses
  6. planètes
  7. comètes
  8. météores
  9. aurores
  10. supernovae et objets artificiels, y compris :
  11. satellites artificiels
  12. avion
  1. Cassiopée
  2. Cygne
  3. Orion
  4. Charrue
  5. Croix du Sud
  6. Triangle d'été
  7. Carré de Pégase
  1. Arcturus et Polaris de la charrue
  2. Sirius, Aldebaran et les Pléiades de la ceinture d'Orion
  3. Fomalhaut et la galaxie d'Andromède depuis la place de Pégase
  1. sphère céleste
  2. pôles célestes
  3. équateur céleste
  1. le meilleur moment pour observer un objet céleste particulier
  2. le(s) meilleur(s) objet(s) à observer à un moment donné
  1. les points cardinaux
  2. culmination
  3. méridien
  4. zénith
  5. circumpolarité
  1. lever et coucher
  2. voir les conditions
  3. conditions météorologiques
  4. paysage

Thème 7 – Les premiers modèles du système solaire

Les élèves comprendront comment les civilisations anciennes ont observé le système solaire.
Ils étudieront également comment les premiers astronomes ont modélisé le système solaire.

  1. systèmes agricoles
  2. systèmes religieux
  3. systèmes de temps et de calendrier
  4. alignements de monuments antiques

Thème 8 – Mouvement planétaire et gravité

Les élèves acquerront une compréhension du mouvement des planètes autour du Soleil et du rôle de la gravité. Ils étudieront les lois du mouvement planétaire de Kepler et la loi de la gravitation universelle de Newton.

Document 2 : Astronomie Télescopique

Sujet 9 – Explorer la Lune

Les élèves acquerront une compréhension de la Lune, de sa structure interne et de ses caractéristiques de la face cachée. Ils étudieront comment la volonté constante d'améliorer la précision, les détails et la portée des observations a fourni un contexte pour l'exploration de la Lune.

# Sujet Papier Section Page
9.1 Comprendre les grandes divisions internes de la Lune par rapport à celles de la Terre 2 À l'intérieur de la Lune
9.2 Comprendre les principales différences entre l'apparence des côtés proche et éloigné de la Lune 2 La face cachée
9.3 Comprendre comment les informations ont été recueillies sur la face cachée de la Lune 2 La face cachée
9.4 Comprendre qu'un vaisseau spatial voyageant vers la Lune doit atteindre la vitesse de fuite de la Terre, dont les besoins énergétiques ne peuvent être satisfaits que par l'utilisation de fusées 2 Fusées
9.5 Comprendre l'hypothèse de l'impact géant et les théories alternatives de l'origine de la Lune, y compris la théorie de la capture et la théorie de la co-accrétion 2 Origines

Thème 10 – Astronomie solaire

Les étudiants acquerront une compréhension de la structure du Soleil, de son processus de production d'énergie et du vent solaire. Les élèves utiliseront également les données des taches solaires pour déterminer des informations sur la période de rotation du Soleil et le cycle solaire.

  1. projection télescopique
  2. Filtre H-alpha
  1. cœur
  2. zone radiative
  3. zone convective
  4. photosphère
  1. chromosphère
  2. couronne
  1. aurores
  2. queues cométaires
  3. orages géomagnétiques
  4. les effets sur les satellites, les voyages en avion et les missions habitées

Sujet 11 – Explorer le système solaire

Les élèves étudieront les principaux corps du système solaire et leurs caractéristiques. Ils comprendront que la volonté constante d'améliorer la précision, les détails et la gamme des observations a fourni un contexte pour l'invention du télescope, le développement du télescope spatial et des sondes aux confins de notre système solaire et a fourni un contexte pour l'exploration habitée de la Lune.

  1. planètes
  2. planètes naines
  3. Petits objets du système solaire (SSSO) : astéroïdes, météorites
  4. et les comètes
  1. taille relative
  2. masse relative
  3. température de surface
  4. composition atmosphérique
  5. présence de satellites
  6. présence de systèmes d'anneaux
  1. Télescope réfracteur galiléen
  2. Télescope réfracteur Keplerien
  3. Télescope à réflexion newtonien
  4. Télescope réflecteur Cassegrain
    (diagrammes de rayons détaillés non requis)
  1. proportionnel au diamètre de l'élément objectif
  2. réduit en observant à une plus grande longueur d'onde
  1. aberration chromatique
  2. focales très longues
  3. en utilisant des objectifs à grande ouverture
  4. utilisation de plusieurs miroirs
  1. survoler
  2. orbiteur
  3. impacteur
  4. atterrisseur
  1. survol – Nouveaux Horizons (Système Solaire Extérieur)
  2. orbiteur – Juno (Jupiter) ou Dawn (astéroïdes Vesta et Ceres)
  3. impacteur – Deep Impact (comète Tempel 1)
  4. atterrisseur – Philae (comète 67P/Churyumov–Gerasimenko)

Thème 12 – Formation des systèmes planétaires

Les élèves comprendront comment l'interaction des forces gravitationnelles et marémotrices a conduit à la formation de notre système solaire. Ils utiliseront ces informations pour étudier les exoplanètes et également la possibilité que la vie existe ailleurs.

  1. attraction gravitationnelle produisant un mouvement régulier, y compris les orbites des planètes et des lunes
  2. les forces gravitationnelles des marées produisant des effets, y compris les systèmes d'anneaux, les ceintures d'astéroïdes et le chauffage interne
  3. interactions gravitationnelles de plusieurs corps produisant des effets tels que des changements graduels d'orbites, des mouvements chaotiques, des résonances et l'importance des points de Lagrange (des descriptions mathématiques détaillées ne sont pas requises)
  4. collisions accidentelles provoquant des cratères d'impact, des changements de mouvements orbitaux ou d'orientations planétaires
  5. vent solaire affectant les comètes, les atmosphères planétaires et l'héliosphère
  1. l'interaction entre les forces gravitationnelles et élastiques des marées pour déterminer si un corps est brisé (limite de Roche)
  2. l'interaction entre les forces gravitationnelles et élastiques attractives pour déterminer la forme sphérique ou irrégulière d'un corps
  3. l'interaction entre les facteurs gravitationnels et thermiques pour déterminer la présence d'une atmosphère
  1. sur Titan
  2. sur Europe
  3. sur Encelade
  4. en dehors de notre système solaire

Thème 13 – Explorer la lumière des étoiles

Les élèves comprendront comment les étoiles sont observées et comment nous pouvons obtenir des informations à leur sujet en observant simplement la lumière qu'elles émettent. Ils étudieront l'évolution des étoiles et des différents types d'étoiles. Les élèves découvriront également pourquoi nous observons des étoiles dans différentes parties du spectre électromagnétique et où se trouvent les télescopes pour permettre de meilleures observations.

  1. composition chimique
  2. Température
  3. vitesse radiale
  1. étoiles de la séquence principale
  2. le soleil
  3. étoiles géantes rouges et bleues
  4. étoiles naines blanches
  5. étoiles supergéantes
  1. période courte/longue
  2. binaire à éclipse
  3. Céphéide
  4. novae et supernovae
  1. étoiles
  2. étoiles doubles
  3. étoiles binaires
  4. clusters ouverts
  5. amas globulaires
  6. nébuleuses
  7. galaxies

Thème 14 – Évolution stellaire

Les élèves comprendront comment et pourquoi les étoiles évoluent. Ils étudieront comment les étoiles se forment et comment elles finissent leur vie, selon leur taille.

  1. nébuleuse d'émission et d'absorption
  2. étoile de la séquence principale
  3. nébuleuse planétaire
  4. géant rouge
  5. nain blanc
  6. nain noir
  1. nébuleuse d'émission et d'absorption
  2. étoile de la séquence principale
  3. super géant rouge
  4. supernova
  5. étoile à neutrons
  6. trou noir

Thème 15 – Notre place dans la Galaxie

Les élèves acquerront une compréhension de la Voie lactée, de notre place dans celle-ci et de la façon dont elle s'intègre dans l'Univers. Ils étudieront différents types de galaxies et les principales théories de leur évolution.

  1. Galaxie d'Andromède (M31)
  2. Grands et Petits Nuages ​​de Magellan (LMC et SMC)
  3. Galaxie du Triangle (M33)
  1. spirale
  2. spirale barrée
  3. elliptique
  4. irrégulier
  1. galaxies Seyfert
  2. Quasars
  3. Blazars

Thème 16 – Cosmologie

Les étudiants acquerront une compréhension du décalage vers le rouge et de la loi de Hubble pour les galaxies lointaines. Ils étudieront également les preuves et l'explication de l'expansion de l'Univers. Les élèves exploreront la matière noire et l'énergie noire et le destin possible de l'Univers.

où est la longueur d'onde observée,0 est la longueur d'onde émise, v est la vitesse radiale de la source, c est la vitesse de la lumière


Voir la vidéo: TÄMÄ ON VAROITUS (Septembre 2021).