Astronomie

Comment les scientifiques déterminent-ils si la couleur d'une étoile est due au décalage Doppler par rapport à la composition de l'étoile par rapport à la température ?

Comment les scientifiques déterminent-ils si la couleur d'une étoile est due au décalage Doppler par rapport à la composition de l'étoile par rapport à la température ?


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Lorsqu'ils regardent la lumière visible provenant, par exemple, d'une étoile, les scientifiques peuvent déterminer en déplaçant la lumière vers l'extrémité rouge ou bleue du spectre pour déterminer si elle se rapproche ou s'éloigne de la Terre. Mais ils peuvent aussi regarder la lumière telle qu'elle tombe sur le spectre visible pour déterminer la composition de ladite étoile. Comment déterminent-ils si la lumière atterrissant à l'extrémité rouge du spectre, par exemple, signifie qu'elle s'éloigne par rapport à la composition de l'étoile ? Comment font-ils la différence ?

De plus, comment tout cela se concilie-t-il avec le fait que la couleur d'une étoile est aussi basée sur sa température ?

Remarque : La question a été étendue pour inclure la température après les commentaires et la réponse mise à jour à la suite de ma question initiale ne demandant que le mouvement par rapport à la composition.


La couleur d'une étoile est principalement due à sa température. Sauf à des vitesses extrêmes, le décalage vers le rouge n'affectera pas suffisamment la lumière pour changer la couleur visible. Pour détecter un décalage vers le rouge ou le bleu, vous avez besoin d'un marqueur dans le spectre qui peut être mesuré avec précision.

Le spectre de la lumière d'une étoile contiendra des raies sombres, appelées raies de Fraunhofer, qui sont dues à l'absorption de la lumière à des longueurs d'onde particulières par les gaz dans l'atmosphère de l'étoile. Les longueurs d'onde auxquelles ces raies apparaissent sont connues très finement, par exemple le sodium provoque une raie à 589,592 nm. Si l'étoile est en mouvement, la lumière, ainsi que les lignes de Fraunhofer, sont décalées vers le rouge ou le bleu.

La présence de ces raies montre la composition de l'atmosphère de l'étoile. La mesure de la position des lignes permet une mesure précise du décalage Doppler d'une étoile.

Une étoile rouge froide qui est stationnaire aura les lignes de Fraunhofer dans la même position qu'une étoile bleue stationnaire chaude. Le mouvement de l'étoile est mesuré par la position des lignes de Fraunhofer, et non par la couleur de l'étoile.


Test d'astronomie 2

Le charbon de bois est un corps noir décent dans le visible. Le Soleil est un très bon corps noir.

Un corps noir est un objet idéalisé qui fait abstraction de tout rayonnement puis réémet un rayonnement en fonction de sa température. Le spectre de rayonnement produit est un corps noir.

-On ne peut observer des décalages Doppler que si le système n'est pas vu de face. Nous ne pouvons dire la vitesse orbitale des étoiles que si nous sommes à un angle d'arête. Les décalages Doppler ont toujours tendance à sous-estimer la masse des planètes, cela signifie que la masse estimée est toujours inférieure à la masse réelle.

-la surface d'un objet plus chaud émet plus de lumière à toutes les longueurs d'onde (l'étoile la plus chaude émet de la lumière à certaines longueurs d'onde ultraviolettes que l'étoile la plus froide n'émet pas du tout)
-les objets plus chauds émettent des photons avec une énergie moyenne plus élevée, ce qui signifie une longueur d'onde moyenne plus courte

-au début, il devient rouge car la lumière rouge a les longueurs d'onde les plus longues de la lumière visible. à mesure qu'il fait plus chaud, la longueur d'onde moyenne des photons émis se déplace vers l'extrémité bleue du spectron (longueur d'onde plus courte).

Montant initial - montant final = filles des demi-vies + filles que vous aviez à l'origine = filles que vous avez maintenant.

280 - 35 = 245 + 50 = 295 Filles
Une demi-vie est le temps qu'il faut à la moitié des atomes d'un élément ou d'une substance particulière dans un échantillon pour se désintégrer dans l'élément fille.
-au fil du temps, le rapport entre l'élément parent et l'élément fille diminue.

8000 ans=240
12000 ans=120
16000 ans=60
2000 ans=30


Y a-t-il de la vie dans l'espace ?

Il y a des milliards de galaxies remplies de milliards d'étoiles. Chaque étoile a le potentiel d'avoir des planètes en orbite autour d'elle. La vie existe-t-elle sur certaines de ces planètes ? Dans ce module, les étudiants découvrent comment les scientifiques trouvent des planètes et d'autres corps astronomiques grâce à l'oscillation (également appelée spectroscopie Doppler ou vitesse radiale) et aux méthodes de transit. Les élèves comparent les zones d'habitabilité autour de différents types d'étoiles, découvrant la zone de possibilité d'eau liquide autour de chaque type d'étoile. Enfin, les élèves explorent comment les scientifiques utilisent la spectroscopie pour en savoir plus sur les atmosphères des planètes lointaines.

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Le module Espace, « Y a-t-il de la vie dans l'espace ? » se compose de six activités à mettre en œuvre sur environ six périodes de classe de 45 minutes. Le module utilise des données du monde réel et des modèles informatiques pour aider les étudiants à explorer comment les scientifiques trouvent des planètes extrasolaires et à déterminer leur habitabilité potentielle. À la fin du module, les étudiants seront capables de regarder des données et de déterminer si une planète est présente autour d'une étoile et de raisonner sur son habitabilité.

Vous trouverez ci-dessous un aperçu de la séquence des activités :

Activité 1 : Construire un argument : l'espace

Les étudiants apprendront à créer un bon argument scientifique dans le contexte de l'espace. Ils apprendront à développer des arguments scientifiques à travers une série de questions qui leur demandent de faire une affirmation, d'expliquer leur réponse, d'évaluer leur certitude avec leur réponse et d'expliquer cette évaluation.

Activité 2 : L'immensité de l'espace

Les élèves sont initiés à la question sans réponse de savoir s'il y a de la vie dans l'espace. Ils apprennent comment les scientifiques recherchent des planètes en dehors de notre système solaire et évaluent la possibilité de trouver une planète habitable au cours de leur vie.

Activité 3 : Étoiles en mouvement et leurs planètes

Les élèves étudient comment les scientifiques utilisent la troisième loi du mouvement de Newton pour déduire la présence d'une planète en orbite autour d'une étoile. Les élèves utilisent des modèles informatiques interactifs pour explorer l'effet Doppler, l'influence de divers facteurs sur la capacité de détecter une planète en orbite et l'effet du bruit du télescope et de l'imprécision des données sur la capacité des scientifiques à trouver des planètes autour des étoiles.

Activité 4 : Chasse aux planètes

Les élèves découvrent comment les scientifiques utilisent la méthode du transit pour détecter les planètes. À l'aide de modèles informatiques interactifs, ils étudient comment l'intensité lumineuse d'une étoile change en fonction des effets de la taille de la planète et de l'angle d'orbite. Ensuite, ils explorent l'effet du bruit des données sur la détection. Enfin, les élèves se mettent au défi de trouver des planètes en se basant uniquement sur les données des graphiques de vitesse et d'intensité lumineuse.

Activité 5 : Conditions habitables

Les élèves utilisent un modèle informatique interactif pour explorer la zone de possibilité d'eau liquide autour de différents types d'étoiles et déterminer les caractéristiques des étoiles et des planètes les plus favorables à l'habitabilité.

Activité 6 : À la recherche de signes de vie

Les élèves explorent comment les scientifiques déterminent la composition atmosphérique des planètes lointaines. Ils utilisent un modèle informatique interactif pour explorer comment les éléments d'un mélange gazeux peuvent être identifiés par spectroscopie d'absorption. Enfin, les élèves explorent les composés les plus susceptibles de refléter la présence ou la faveur de la vie sur d'autres planètes.

Accéder au module

1. Rendez-vous sur learn.concord.org/has-space pour accéder à l'édition pédagogique interactive du module Espace et à d'autres ressources pédagogiques. Vous aurez besoin d'un compte enseignant pour accéder au matériel de l'enseignant. L'inscription est gratuite.

2. Configurez une classe sur le portail Concord Consortium Learn (learn.concord.org/has-space). Attribuez le module Espace.

3. Demandez à vos étudiants de créer des comptes étudiants sur le portail Learn. Les étudiants rejoindront votre classe avec le &ldquoclass word&rdquo que vous avez sélectionné.

4. Utilisez les conseils d'enseignement et les conseils de discussion intégrés dans l'édition Enseignant pour faciliter les recherches de vos élèves dans le module Espace.

Évaluation informelle

Le module Espace comprend des évaluations préalables et postérieures. Utilisez-les pour évaluer la compréhension de vos élèves de la chasse aux planètes extrasolaires. De plus, vous pouvez utiliser le tableau de bord de classe en temps réel pour suivre les progrès des étudiants dans le module et donner aux étudiants des commentaires sur leurs réponses.

Utilisez les éléments d'argumentation intégrés pour évaluer la compréhension de vos élèves de la chasse aux planètes et déterminer l'habitabilité. Les rubriques sont disponibles pour les enseignants inscrits sur learn.concord.org/has-space.

Amusantded by le National ScFondation ience

Ce matériel est basé sur des travaux soutenus par la National Science Foundation sous le numéro de subvention DRL-0929774 et DRL-1220756. Toutes les opinions, constatations et conclusions ou recommandations exprimées dans ce document sont celles des auteurs et ne reflètent pas nécessairement les vues de la National Science Foundation.

Crédits médias

L'audio, les illustrations, les photos et les vidéos sont crédités sous l'actif média, à l'exception des images promotionnelles, qui renvoient généralement à une autre page contenant le crédit média. Le Titulaire des droits sur les médias est la personne ou le groupe crédité.

Des chercheurs

Amy Pallant, chercheuse principale, The Concord Consortium
Dr Hee-Sun Lee, Consortium Concord

Écrivains

Le Consortium Concorde
Sarah Pryputniewicz, Consortium Concord

Éditeurs

Elaine Larson, National Geographic Society
Brenna Maloney, National Geographic Society

Éditeur de copie

Jeannie Evers, édition d'Emdash

Vérificateur des faits

Éducateur Réviseur

Jennifer Shoemaker, National Geographic Society

Producteur Web

André Gabrielli, National Geographic Society

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Ressources associées

Chasse aux planètes

Les élèves découvrent comment les scientifiques utilisent la méthode du transit pour détecter les planètes. À l'aide de modèles interactifs, ils étudient comment l'intensité lumineuse d'une étoile change en fonction des effets de la taille de la planète et de l'angle d'orbite. Ensuite, ils explorent l'effet du bruit des données sur la détection. Enfin, les élèves se mettent au défi de trouver des planètes en se basant uniquement sur les données des graphiques de vitesse et d'intensité lumineuse.

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Les élèves découvrent comment les scientifiques trouvent des planètes et d'autres corps astronomiques. Ils comparent les zones d'habitabilité autour de différents types d'étoiles, découvrent la zone de possibilité d'eau liquide autour de chaque type d'étoile et explorent comment les scientifiques utilisent la spectroscopie pour en savoir plus sur les atmosphères des planètes lointaines. Les élèves expliqueront comment les scientifiques trouvent des planètes et des lunes lointaines et comment ils déterminent si ces corps astronomiques pourraient être habitables.

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Demandez nous

Vous voudrez peut-être consulter notre site partenaire, Imagine the Universe!. Et il y a un chercheur d'étoiles à l'Université de Turku en Finlande.

Dr Louis Barbier et Beth Barbier

Il y a longtemps, j'avais entendu dire que si vous aviez un grain de sable pour chaque étoile dans le ciel, vous auriez plus de sable qu'il n'y en a sur les plages de la Terre. Quelle devrait être la taille d'un sac pour contenir autant de sable ?

Ce n'est en aucun cas une question facile, et c'est une question profonde qui défie notre imagination. Cela me rappelle aussi la célèbre chanson pour enfants allemande "Weisst du wievier Sternlein stehen?" (Savez-vous combien il y a d'étoiles ?)

Pour estimer le nombre d'étoiles dans l'Univers (je suppose que c'est ce que vous voulez dire), nous devons d'abord être clairs sur quelques définitions de base. Si nous parlons d'« Univers », nous devrions nous limiter à l'Univers « observable ». Oui, il y a une restriction de base quant à ce que nous pouvons observer, peu importe combien nous essayons. D'après les dernières images de fond cosmiques, nous savons que l'Univers a 13,7 milliards d'années. Par conséquent, nous ne verrons jamais d'étoiles ou de galaxies à plus de 13,7 milliards d'années-lumière de nous. Cela définit le volume de "l'Univers observable" comme une sphère avec un rayon de 13,7 milliards d'années-lumière autour de nous. Ceci, bien sûr, ne signifie pas que nous sommes au centre de l'Univers, juste au centre de la partie que nous pouvons observer.

Maintenant, nous devons faire quelques hypothèses de base :

  1. Les galaxies sont uniformément réparties dans tout l'Univers (mais localement regroupées dans des amas de galaxies). L'image du ciel profond de Hubble (que vous avez évoquée), prise dans une région sans étoiles connues au premier plan, nous a en effet montré qu'il y a autant de galaxies aux plus grandes distances qu'il y en a près de nous.
  2. Les galaxies typiques ont à peu près le même nombre d'étoiles, en moyenne. Les nombres réels dans les galaxies individuelles peuvent varier considérablement. On parle ici de moyenne. Même si les galaxies semblaient différentes dans le passé (un autre résultat de l'image de Hubble), elles se sont formées en un ensemble similaire de galaxies, avec un nombre d'étoiles similaire à celui que nous voyons près de nous.

Maintenant, en travaillant avec ces hypothèses :

  1. Supposons que le grand amas de galaxies de la Vierge soit typique. Il contient environ 2000 galaxies. Disons qu'un amas typique en a 1000. Maintenant, la Vierge est à environ 100 millions d'années-lumière de nous (un autre résultat célèbre de Hubble). Supposons que les amas de galaxies sont généralement à une distance des voisins les plus proches de 100 millions d'années-lumière et supposons qu'ils sont distribués au centre de cubes de 100 millions d'années-lumière étroitement emballés (pour simplifier notre calcul). Lorsque nous plaçons ces cubes dans le volume de l'Univers observable, cela nous donne 10 milliards (ou 10 10 ) de galaxies.
  2. Notre galaxie de la Voie lactée et notre voisine, la galaxie d'Andromède, comptent toutes deux environ 100 milliards d'étoiles. Il existe des galaxies plus grandes, mais aussi de nombreuses plus petites. Supposons qu'il s'agisse d'une taille typique.

Multiplier 1. par 2. fait 1000 milliards de milliards d'étoiles. C'est le nombre de grains de sable qu'il faut empiler. Un grain de sable typique a une taille, disons, de 0,5 mm. Supposons à nouveau qu'il s'agit de petits cubes (par souci de simplicité). La collection d'autant de grains de sable qu'il y a d'étoiles dans le ciel se résumerait à une sphère d'un rayon d'environ 3 km, c'est-à-dire la taille typique d'un noyau de comète, mais pas aussi grande qu'une fraction substantielle de notre lune.

Même si notre estimation du nombre d'étoiles était d'un facteur 10, le rayon de l'agrégat de grains de sable ne changerait que d'un facteur 2 environ, car le volume nécessite le cube de la taille.

Dr Eberhard Moebius
(janvier 2005)

Les étoiles émettent de la lumière, c'est pourquoi nous pouvons les voir de loin. Le Soleil, qui n'est qu'une étoile ordinaire, émet la lumière qui permet à la vie d'exister sur Terre. Les étoiles émettent de la lumière de la même manière que le filament d'une ampoule. Tout ce qui est chaud brillera. Les étoiles froides brillent en rouge, les étoiles comme le Soleil brillent en jaune et les étoiles vraiment chaudes brillent en blanc ou même en bleu-blanc.

Dr Eric Christian
(Septembre 2001)

Vous pouvez voir une étoile pendant la journée : le Soleil ! Mais parce que le ciel est si brillant (à cause du Soleil brillant), les autres étoiles ne sont pas visibles. Sur la Lune, si vous protégez le Soleil avec votre main et laissez vos yeux s'ajuster à l'obscurité, vous pouvez voir des étoiles pendant le "jour".

Dr Eric Christian
(août 2000)

Tout comme l'atmosphère terrestre rend le soleil plus rouge - ce qui est plus visible au lever et au coucher du soleil lorsque le soleil traverse plus d'atmosphère, la poussière et le gaz interstellaires font que les étoiles apparaissent d'autant plus rouges qu'elles sont éloignées de nous. Vous pouvez rechercher "rougeur interstellaire", qui est le terme officiel.

Dr Eric Christian
(mai 2011)

Non, j'ai entendu dire que dans l'espace, les étoiles sont magnifiques, brillantes (mais pas scintillantes) et très claires. Ce qui a probablement causé une partie de cette confusion, c'est que dans la photo ou l'image vidéo typique de l'espace, il n'y a pas d'étoiles. C'est parce que les étoiles sont beaucoup plus sombres que l'astronaute, la Lune, la station spatiale ou toute autre image prise. Il est extrêmement difficile d'obtenir une exposition correcte pour montrer les étoiles. Heureusement, l'œil humain gère bien mieux les différents niveaux de lumière qu'un appareil photo.

Dr Eric Christian
(juillet 2001)

Non, ce n'est pas le cas. Votre capacité à voir les étoiles est principalement déterminée par la quantité de pollution lumineuse à proximité, généralement due aux lumières artificielles.

Dr Louis Barbier
(novembre 2002)

Le meilleur article que je connaisse se trouve dans Imagine the Universe ! Site Internet.

L'énergie d'une étoile provient de la combinaison d'éléments légers en éléments plus lourds dans un processus connu sous le nom de fusion, ou « brûlage nucléaire ». On pense généralement que la plupart des éléments de l'Univers plus lourds que l'hélium sont créés ou synthétisés dans les étoiles lorsque des noyaux plus légers fusionnent pour former des noyaux plus lourds. Le processus est appelé nucléosynthèse. Vous pouvez en savoir plus sur la nucléosynthèse sur notre page Web.

Des étoiles comme le Soleil brûlent de l'hydrogène en hélium dans leurs centres pendant la phase de séquence principale, mais finalement il ne reste plus assez d'hydrogène au centre pour fournir la pression de rayonnement nécessaire pour équilibrer la gravité. Le centre de l'étoile se contracte ainsi jusqu'à ce qu'il soit suffisamment chaud pour que l'hélium se transforme en carbone. L'hydrogène dans une coquille continue de brûler en hélium, mais les couches externes de l'étoile doivent se dilater pour conserver l'énergie. Cela rend l'étoile plus brillante et plus froide, et elle devient une géante rouge.

Pendant la phase de géante rouge, une étoile perd souvent une grande partie de ses couches externes qui sont emportées par le rayonnement venant d'en bas. Finalement, dans les étoiles les plus massives du groupe, le carbone peut brûler en éléments encore plus lourds, mais notre Soleil ne dépassera jamais vraiment le carbone. Finalement, la production d'énergie s'éteindra et l'étoile s'effondrera en une naine blanche.

Si les étoiles brûlent de l'hydrogène, tout l'hydrogène de l'Univers ne finira-t-il pas par s'épuiser ? Ensuite, aucune nouvelle étoile ne pourrait être créée.

Les étoiles ne sont pas efficaces à 100% lorsqu'elles brûlent de l'hydrogène, on pense donc qu'il y aura encore de l'hydrogène autour, mais il ne sera pas sous la bonne forme (nuages ​​gazeux denses) pour la formation d'étoiles. Mais finalement, l'Univers arrivera là où aucune nouvelle étoile ne se formera.

Dr Eric Christian
(août 2000)

Sur la base d'estimations de la masse et de la composition d'une étoile, les théories peuvent expliquer comment les étoiles évoluent. Les observations de nombreuses étoiles de la même classe peuvent être utilisées pour confirmer ces théories. Toute étoile particulière peut être observée et son âge déterminé sur la base de ces théories de l'évolution stellaire.

En gros, les phases des étoiles sont :

nuage de gaz -> effondrement en protoétoile -> fusion d'hydrogène (l'étoile est maintenant appelée étoile de "séquence principale") -> fusion d'éléments plus lourds (l'étoile est maintenant en phase "géante", généralement une géante rouge) -> épuisement (nucléaire insuffisant fusion pour soutenir l'étoile)

Après l'épuisement, l'étoile peut faire plusieurs choses, en fonction de sa masse :

  • supernova -> trou noir (uniquement les étoiles les plus lourdes)
  • supernova -> étoile à neutrons (étoiles plus lourdes que notre Soleil, mais pas assez lourdes pour un trou noir)
  • effondrement en naine blanche et refroidissement progressif en naine brune (notre Soleil et la plupart des autres étoiles)

Notre Soleil est dans la phase de séquence principale depuis environ 5 milliards d'années et continuera de l'être pendant encore 5 milliards d'années.

Les réponses à vos deux questions se trouvent dans une intrigue célèbre, le diagramme de Hertzsprung-Russell (H-R). Ce diagramme montre la relation entre la température d'une étoile et sa luminosité (ou magnitude absolue). En général, les étoiles plus brillantes sont plus chaudes, les étoiles plus froides sont plus sombres. La grande majorité des étoiles suivent ce schéma et sont appelées "séquence principale". Les étoiles qui ne suivent pas ce modèle se trouvent au-dessus ou au-dessous des étoiles de la séquence principale dans le diagramme H-R. Ce sont soit des étoiles brillantes à basse température (appelées géantes et super-géantes), soit des étoiles faibles mais chaudes (naines blanches).

Pour plus d'informations, consultez n'importe quel manuel d'astronomie universitaire.

Dr Louis Barbier et Beth Barbier

Le sujet des variables Cepheid est très bien traité dans notre site jumeau, Imagine the Universe !, à l'adresse :

Si vous avez des questions plus spécifiques après cela, il serait préférable de les poser à Imagine the Universe ! équipe, car ce n'est pas notre domaine de spécialité.

L'effet que vous voyez est presque certainement dû à la réfraction dans l'atmosphère. La raison probable pour laquelle seules certaines étoiles semblent changer de couleur est qu'il faut un certain niveau de lumière avant que l'œil humain puisse distinguer les couleurs (en dessous, vous ne voyez qu'une échelle de gris). Ainsi, seules les étoiles les plus brillantes (Arcturus est la quatrième la plus brillante, la cinquième y compris le Soleil) présenteront ce type de scintillement. Les étoiles de gradation ne scintillent que (se déplacer et changer la luminosité).

Il y a deux processus impliqués ici. L'une est la couleur "intrinsèque" de l'étoile, qui est la couleur que quelqu'un verrait s'il ne s'approchait pas ou ne s'éloignait pas de l'étoile. Cette couleur est complètement déterminée par la température de l'étoile. Les étoiles bleues et blanches sont plus chaudes que notre Soleil, les étoiles rouges et oranges sont plus froides. Chaque étoile émet en fait une large gamme de couleurs, mais le pic d'émission (la couleur qui a le plus de lumière) est ce qui détermine la couleur de l'étoile.

Un observateur voit toutes les couleurs émises par l'étoile décalées soit vers le rouge soit vers le bleu selon que l'observateur s'éloigne ou se rapproche de l'étoile. Une étoile intrinsèquement rouge se déplaçant très rapidement vers l'observateur « apparaîtrait » bleue, et une étoile intrinsèquement bleue éloignée très rapidement « apparaîtrait » rouge. La plupart des étoiles ne se déplacent pas assez rapidement pour qu'elles passent du rouge au bleu ou vice versa et nous les observons presque à leur couleur intrinsèque. Mais en raison des "lignes d'émission" étroites que dégagent les étoiles (couleurs très spécifiques d'un élément), les scientifiques peuvent mesurer de petits décalages rouges et bleus même lorsque sa couleur globale ne change pas.

Dr Eric Christian
(mars 2003)

Malheureusement, votre question dépasse notre domaine d'expertise ou d'intérêt. Mais la source de cette histoire est le Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, et vous pouvez lire leur communiqué de presse. Il y a les coordonnées en bas de la page.

Beth Barbier
(février 2005)

Les choses importantes à savoir sur ce qui fait imploser une étoile sont :

  1. Les étoiles ont BEAUCOUP de masse. Notre Soleil a plus de 300 000 fois la masse de la Terre, et ce n'est qu'une étoile moyenne. Il y a des étoiles beaucoup plus lourdes.
  2. Les étoiles ont une densité assez faible, surtout lorsqu'elles sont dans leur phase de géante rouge (c'est là qu'elles se trouvent lorsqu'elles implosent). Ils sont si gros parce qu'ils sont si chauds, et la pression de toute la chaleur les gonfle. La densité moyenne d'une géante rouge est bien inférieure à un millième de la densité de l'eau.

Pour obtenir une implosion stellaire (conduisant à une supernova puis à un trou noir ou à une étoile à neutrons), le combustible au centre de l'étoile s'épuise et le cœur se refroidit rapidement. La pression qui maintenait la couche externe diminue et les coques externes commencent à tomber vers le centre. Le gaz a un long chemin à parcourir (le rayon d'une géante rouge peut être aussi grand que la distance de la Terre au Soleil) et accumule une vitesse énorme. Tout se rencontre au centre, à quel point la majeure partie de la masse rebondit dans une explosion de supernova. Environ 20% de la masse est compactée au centre et forme soit une étoile à neutrons, soit (si l'étoile d'origine était vraiment grande) un trou noir.

Vous pouvez obtenir plus d'informations sur les trous noirs et autres sur le site Imagine the Universe ! placer.

Les amas d'étoiles sont des groupes d'étoiles auto-gravitaires. Ils sont sphériques car il n'y a pas assez d'interactions pour faire la moyenne des moments angulaires des étoiles individuelles, ce que vous devez faire pour former un disque. La distance entre les étoiles est grande par rapport à la taille des étoiles. Au centre, la densité stellaire peut devenir suffisamment élevée pour créer un objet massif au centre et un disque d'étoiles détruites autour de lui, mais l'amas sera toujours principalement sphérique. En effet, la plupart des clusters n'ont pas une masse suffisante pour rester vraiment ensemble et, avec le temps, se diffuseront.

Oui, les étoiles tournent. La conservation du moment angulaire indique que toute rotation du nuage de poussière qui a formé le système solaire restera, et puisque la majeure partie de la matière du système solaire se trouve dans le Soleil, le Soleil tournera. Il tournera même plus vite que le nuage de poussière d'origine pour la même raison qu'un patineur tourne plus vite en ramenant ses bras. Plus le "moment d'inertie" est bas, plus la vitesse de rotation est rapide.

Le Soleil tourne environ tous les 25 jours à l'équateur et environ tous les 36 jours près des pôles, il ressemble plus à un fluide qu'à un corps solide, donc contrairement à la Terre, il n'a pas besoin d'avoir la même période. Vous pouvez (en prenant les précautions oculaires appropriées), voir les taches solaires se déplacer sur la face du Soleil. Quant à la direction, le Soleil tourne dans la même direction que les planètes tournent autour du Soleil, la même direction que le nuage d'origine tournait. Il y aura une certaine tendance pour toutes les étoiles de la Voie lactée à tourner dans la direction dans laquelle la Voie lactée tourne, mais sur une base individuelle, les étoiles tourneront dans des directions quelque peu aléatoires.

Il existe un certain nombre de Star Catalogs sur le World Wide Web, mais la plupart d'entre eux sont destinés aux scientifiques et sont beaucoup plus détaillés que vous n'en avez besoin. L'étoile la plus proche du Soleil, Alpha Centauri, est à 4,27 années-lumière. L'étoile la plus brillante, Sirius, est à 8,64 années-lumière.

La méthode de parallaxe pour mesurer les distances des étoiles ne "nécessite" pas des observations d'une étoile à 6 mois d'intervalle, mais les observations à 6 mois d'intervalle sont les meilleures. En effet, vous souhaitez effectuer des mesures de parallaxe à partir de deux points aussi éloignés que possible. Six mois après vos premières observations, la Terre est de l'autre côté du Soleil, à 300 millions de kilomètres de votre point de départ. C'est la "ligne de base" la plus longue que vous puissiez obtenir de la Terre.

Cela semble un peu incroyable, mais la chose importante à retenir est que les étoiles dégagent BEAUCOUP de lumière. Ainsi, même si l'étoile la plus proche est 66 000 fois plus éloignée de nous que le Soleil et que la quantité de lumière qui nous atteint est (66 000 * 66 000) fois plus faible que le Soleil, c'est quand même suffisant pour voir. Il est également 66 000 fois plus petit et ressemble donc à une pointe. Il est possible de mesurer la lumière provenant du Soleil et des étoiles, et tout est vraiment cohérent.

Dr Eric Christian
(mars 2000)

Je ne trouve aucune étoile nommée "Tulare". Il y a cependant un Tulare, en Californie. Je ne connais pas non plus de site Web qui répertorie les noms d'étoiles. Ma suggestion est que vous obteniez un livre d'astronome amateur de base, tel que le Peterson's Guide to Stars and Planets.

Il existe quelques sociétés commerciales qui prétendent nommer des étoiles après des personnes contre rémunération. Ces noms ne sont valables que dans leurs dossiers et dans votre propre esprit. Ces sociétés n'ont aucune relation avec l'Union astronomique internationale (IAU) qui nomme les étoiles, les comètes, les astéroïdes, etc. Les étoiles ont généralement des noms historiques ou des noms de catalogue, et ne portent pas le nom de personnes. Pour plus d'informations sur la façon dont les étoiles sont nommées, visitez la page Web "Acheter des noms d'étoiles" de l'AIU.


Le mouvement affecte les ondes

En 1842, Christian Doppler a mesuré pour la première fois l'effet du mouvement sur les vagues en engageant un groupe de musiciens pour jouer sur un wagon découvert alors qu'il se déplaçait le long de la voie. Il a ensuite appliqué ce qu'il a appris à toutes les ondes, y compris la lumière, et a souligné que si une source lumineuse s'approche ou s'éloigne de l'observateur, les ondes lumineuses seront, respectivement, plus rapprochées ou plus dispersées. Le principe général, désormais connu sous le nom d'effet Doppler, est illustré à la figure 5.22.

Graphique 5.22. (a) Une source, S, fait des vagues dont les crêtes numérotées (1, 2, 3 et 4) déferlent sur un observateur stationnaire. (b) La source S se déplace maintenant vers l'observateur A et s'éloigne de l'observateur C. La crête d'onde 1 a été émise lorsque la source était à la position S4, la crête 2 à la position S2, et ainsi de suite. L'observateur A voit les ondes comprimées par ce mouvement et voit un décalage vers le bleu (si les ondes sont légères). L'observateur C voit les ondes étirées par le mouvement et voit un décalage vers le rouge. L'observateur B, dont la ligne de visée est perpendiculaire au mouvement de la source, ne voit aucun changement dans les ondes (et se sent exclu).

Dans la partie (a) de la figure, la source lumineuse (S) est au repos par rapport à l'observateur. La source émet une série d'ondes, dont nous avons étiqueté les crêtes 1, 2, 3 et 4. Les ondes lumineuses se répartissent uniformément dans toutes les directions, comme les ondulations d'une éclaboussure dans un étang. Les crêtes sont séparées par une distance, , où est la longueur d'onde. L'observateur, qui se trouve dans la direction du bas de l'image, voit les ondes lumineuses arriver bien et uniformément, à une longueur d'onde d'intervalle. Des observateurs situés n'importe où ailleurs verraient la même chose.

En revanche, si la source lumineuse est en mouvement par rapport à l'observateur, comme on le voit en (b), la situation est plus compliquée. Entre le moment où une crête est émise et la suivante prête à sortir, la source s'est un peu déplacée, vers le bas de la page. Du point de vue de l'observateur UNE, ce mouvement de la source a diminué la distance entre les crêtes - il serre les crêtes ensemble, pourrait dire cet observateur.

Dans la partie (b), nous montrons la situation du point de vue de trois observateurs. La source est vue dans quatre positions, S1, S2, S3, et S4, correspondant chacun à l'émission d'une crête de vague. à l'observateur UNE, les ondes semblent se suivre de plus près, à une longueur d'onde diminuée et donc à une fréquence augmentée. (Remember, all light waves travel at the speed of light through empty space, no matter what. This means that motion cannot affect the speed, but only the wavelength and the frequency. As the wavelength decreases, the frequency must increase. If the waves are shorter, more will be able to move by during each second.)

The situation is not the same for other observers. Let’s look at the situation from the point of view of observer C, located opposite observer UNE in the figure. For her, the source is moving away from her location. As a result, the waves are not squeezed together but instead are spread out by the motion of the source. The crests arrive with an increased wavelength and decreased frequency. To observer B, in a direction at right angles to the motion of the source, no effect is observed. The wavelength and frequency remain the same as they were in part (a) of the figure.

We can see from this illustration that the Doppler effect is produced only by a motion toward or away from the observer, a motion called radial velocity. Sideways motion does not produce such an effect. Observers between UNE et B would observe some shortening of the light waves for that part of the motion of the source that is along their line of sight. Observers between B et C would observe lengthening of the light waves that are along their line of sight.

You may have heard the Doppler effect with sound waves. When a train whistle or police siren approaches you and then moves away, you will notice a decrease in the pitch (which is how human senses interpret sound wave frequency) of the sound waves. Compared to the waves at rest, they have changed from slightly more frequent when coming toward you, to slightly less frequent when moving away from you.


The Doppler Effect

The Doppler effect was named after Christian Doppler, who first came up with the idea in 1842. He learned that sound waves would have a higher frequency if the source was moving toward the observer and a lower freqency if the source was moving away from the observer.

A commonly used example of the Doppler effect is a train. When a train is approaching, the whistle has a higher pitch than normal. You can hear the change in pitch as the train passes. The same is true with sirens on police cars and the engines of race cars.

One way to visualize the Doppler effect is to think of sound waves as pulses emitted at regular intervals. Imagine that each time you take a step, you emit a pulse. Each pulse in front of you would be a step closer than if you were standing still and each pulse behind you would be a step further apart. In other words, the frequency of the pulses in front of you is higher than normal and the frequency of the pulses behind you is lower than normal.

The Doppler effect doesn't just apply to sound. It works with all types of waves, which includes light. Edwin Hubble used the Doppler effect to determine that the universe is expanding. Hubble found that the light from distant galaxies was shifted toward lower frequencies, to the red end of the spectrum. This is known as a red Doppler shift, or a red-shift. If the galaxies were moving toward Hubble, the light would have been blue-shifted.


Doppler effect

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Doppler effect, the apparent difference between the frequency at which sound or light waves leave a source and that at which they reach an observer, caused by relative motion of the observer and the wave source. This phenomenon is used in astronomical measurements, in Mössbauer effect studies, and in radar and modern navigation. It was first described (1842) by Austrian physicist Christian Doppler.

The following is an example of the Doppler effect: as one approaches a blowing horn, the perceived pitch is higher until the horn is reached and then becomes lower as the horn is passed. Similarly, the light from a star, observed from the Earth, shifts toward the red end of the spectrum (lower frequency or longer wavelength) if the Earth and star are receding from each other and toward the violet (higher frequency or shorter wavelength) if they are approaching each other. The Doppler effect is used in studying the motion of stars and to search for double stars and is an integral part of modern theories of the universe. Voir également red shift.

Les rédacteurs de l'Encyclopaedia Britannica Cet article a été récemment révisé et mis à jour par Adam Augustyn, rédacteur en chef, Reference Content.


June 21, 2018, 14:22 PDT

Pat Brennan,
NASA's Exoplanet Exploration Program

A visualization of exoplanets -- the small, black dots -- transiting the faces of their host stars. Image credit: Courtesy of Fermilab Center for Particle Astrophysics/J. Steffen.

First they rolled in one by one, those newly discovered planets, like billiard balls pushed across a table.

Then they came in handfuls. Still quite manageable as ground-based observatories began to pile up their discoveries of exoplanets &ndash planets around other stars &ndash in the 1990s and early 2000s, astronomers had no trouble keeping a running tally.

But when discoveries of exoplanets began to flow from space-based telescopes, it was like a pool shark making a big, smashing break. The billiard balls raced across the table in bunches. In just a few years, scientists were racking up new planets by the thousands.

And it wasn&rsquot just the number, but the types of planets that had to be accounted for. Hot Jupiters, gas giants, rocky, Earth-sized worlds, &ldquosuper Earths&rdquo hints of potentially frozen, scalding, lava-choked, icy, steamy or watery planets.

NASA&rsquos Exoplanet Science Institute, keepers of the NASA Exoplanet Archive, set up automated counters of exoplanet discoveries &ndash running, online dashboards tracking the number and variety. The latest totals: some 3,700 confirmed exoplanets in our galaxy, with thousands more candidate planets that remain unconfirmed.

But now, after piling up two decades worth of exoplanet discoveries, NASA scientists have begun a wholesale reshuffling of their counting methods.

At first, this means a drop in the number of &ldquocandidate&rdquo planets, with roughly half moving to the &ldquoconfirmed&rdquo category. These planets were already confirmed but were being double counted: The previous number on the counter, 4,496, was labeled &ldquocandidates,&rdquo but critically, it included the combined total of confirmed and unconfirmed exoplanets, and only from NASA&rsquos Kepler space telescope observations from 2009 to 2013.

In the new counter, only &ldquounconfirmed&rdquo planets are labeled as &ldquocandidates.&rdquo The count also pulls in other NASA mission discoveries, including Kepler&rsquos more recent observations and future exoplanet finds.

That means the initial candidate total drops to 2,724.

We&rsquore going to need a bigger counter

But the drop in candidates is temporary. Once the next torrent is unleashed &ndash exoplanet discoveries from the just-launched Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), likely to begin to flow in early 2019 &ndash planetary candidates are expected to soar into the tens of thousands.

&ldquoThere could be over 10,000 candidates within the first couple of years,&rdquo said Eric Mamajek, the deputy program chief scientist for NASA&rsquos Exoplanet Exploration Program. &ldquoHundreds will be smaller than Neptune &ndash dozens of things smaller than two or three (times Earth&rsquos diameter), within the habitable zone of mostly M-dwarfs (red dwarf stars). There are also going to be thousands upon thousands of Jupiters detected around faint stars. All will initially be unconfirmed, but (some) will need further analysis and observation to follow up.&rdquo

And that could be just the beginning. In a kind of echo of &ldquoMoore&rsquos law,&rdquo the rough doubling of computer processing power each year, Mamajek points out that exoplanet discoveries have doubled roughly every two years over the past three decades. The trend should continue over the next 10 years with data from TESS and future missions, such as the Wide Field Infrared Survey Telescope (WFIRST). That should keep the planet counter clicking.

Other changes reveal the evolving nature of exoplanet science. During the first Kepler mission, the space telescope stared at a patch of sky for four years, watching more than 150,000 stars. For many of those stars, the telescope&rsquos extremely sensitive detectors picked up tiny dips in starlight &ndash the shadow of an orbiting planet passing in front of its star.

Scientists analyzed these dips and published papers, announcing raft after raft of exoplanet candidates and pushing them into the thousands. Follow-up observations and analytical techniques allowed large numbers of these candidates to be confirmed &ndash to make sure they weren&rsquot due to statistical noise or, perhaps, a companion star in a double-star system, masquerading as a planet.

&ldquoThere&rsquos always more work that needs to be done to confirm them,&rdquo Mamajek said. &ldquoThey don&rsquot come with a big stamp on their head that says, &lsquoplanet.&rsquo&rdquo

All hands on deck for TESS

Planets from Kepler&rsquos later observations also must be confirmed. These came after the failure of stabilizing components on the Kepler spacecraft ended its initial four-year stare. Clever engineers found a way to use the pressure of sunlight to stabilize the spacecraft, though its observation periods are now much shorter, about 80 days apiece.

But Kepler&rsquos latest discoveries are confirmed using a different approach. The imaging data goes straight out to the astronomical community, rather than first being filtered through a scientific team. Candidate and confirmed planets are then published by the community at large.

&ldquoTESS will provide an official list of candidates,&rdquo said David Ciardi, a research astronomer and the chief scientist for NASA&rsquos Exoplanet Science Institute at Caltech. &ldquoThen a bunch of candidates, the community will also provide. It is going to be super exciting!&rdquo

Precision counting and a bigger pool of astronomers: It&rsquos all to make sure that, amid a coming avalanche of exoplanet discoveries, planet counters don&rsquot get left behind the eight ball.


Space Trivia

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Explainer: the Doppler effect

Gillian Isoardi does not work for, consult, own shares in or receive funding from any company or organisation that would benefit from this article, and has disclosed no relevant affiliations beyond their academic appointment.

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When an ambulance passes with its siren blaring, you hear the pitch of the siren change: as it approaches, the siren’s pitch sounds higher than when it is moving away from you. This change is a common physical demonstration of the Doppler effect.

The Doppler effect describes the change in the observed frequency of a wave when there is relative motion between the wave source and the observer. It was first proposed in 1842 by Austrian mathematician and physicist Christian Johann Doppler. While observing distant stars, Doppler described how the colour of starlight changed with the movement of the star.

To explain why the Doppler effect occurs, we need to start with a few basic features of wave motion. Waves come in a variety of forms: ripples on the surface of a pond, sounds (as with the siren above), light, and earthquake tremors all exhibit periodic wave motion.

Two of the common characteristics used to describe all types of wave motion are wavelength and [frequency](http://encyclopedia2.thefreedictionary.com/Frequency+(wave+motion). If you consider the wave to have peaks and troughs, the wavelength is the distance between consecutive peaks and the frequency is the count of the number of peaks that pass a reference point in a given time period.

Snapshot of a moving wave showing the wavelength. Gillian Isoardi

When we need to think about how waves travel in two- or three-dimensional space we use the term wavefront to describe the linking of all the common points of the wave.

So the linking of all of the wave peaks that come from the point where a pebble is dropped in a pond would create a series of circular wavefronts (ripples) when viewed from above.

Wavefronts emerging from a central source. Gillian Isoardi

Consider a stationary source that’s emitting waves in all directions with a constant frequency. The shape of the wavefronts coming from the source is described by a series of concentric, evenly-spaced “shells”. Any person standing still near the source will encounter each wavefront with the same frequency that it was emitted.

Wavefronts surrounding a stationary source. Gillian Isoardi

But if the wave source moves, the pattern of wavefronts will look different. In the time between one wave peak being emitted and the next, the source will have moved so that the shells will no longer be concentric. The wavefronts will bunch up (get closer together) in front of the source as it travels and will be spaced out (further apart) behind it.

Now a person standing still in front of the moving source will observe a higher frequency than before as the source travels towards them. Conversely, someone behind the source will observe a lower frequency of wave peaks as the source travels away from it.

Wavefronts surrounding a moving source. Gillian Isoardi

This shows how the motion of a source affects the frequency experienced by a stationary observer. A similar change in observed frequency occurs if the source is still and the observer is moving towards or away from it.

In fact, any relative motion between the two will cause a Doppler shift/ effect in the frequency observed.

So why do we hear a change in pitch for passing sirens? The pitch we hear depends on the frequency of the sound wave. A high frequency corresponds to a high pitch. So while the siren produces waves of constant frequency, as it approaches us the observed frequency increases and our ear hears a higher pitch.

After it has passed us and is moving away, the observed frequency and pitch drop. The true pitch of the siren is somewhere between the pitch we hear as it approaches us, and the pitch we hear as it speeds away.

For light waves, the frequency determines the colour we see. The highest frequencies of light are at the blue end of the visible spectrum the lowest frequencies appear at the red end of this spectrum.

If stars and galaxies are travelling away from us, the apparent frequency of the light they emit decreases and their colour will move towards the red end of the spectrum. This is known as red-shifting.

A star travelling towards us will appear blue-shifted (higher frequency). This phenomenon was what first led Christian Doppler to document his eponymous effect, and ultimately allowed Edwin Hubble in 1929 to propose that the universe was expanding when he observed that all galaxies appeared to be red-shifted (i.e. moving away from us and each other).

The Doppler effect has many other interesting applications beyond sound effects and astronomy. A Doppler radar uses reflected microwaves to determine the speed of distant moving objects. It does this by sending out waves with a particular frequency, and then analysing the reflected wave for frequency changes.

It is applied in weather observation to characterise cloud movement and weather patterns, and has other applications in aviation and radiology. It’s even used in police speed detectors, which are essentially small Doppler radar units.

Medical imaging also makes use of the Doppler effect to monitor blood flow through vessels in the body. Doppler ultrasound uses high frequency sound waves and lets us measure the speed and direction of blood flow to provide information on blood clots, blocked arteries and cardiac function in adults and developing fetuses.

Our understanding of the Doppler effect has allowed us to learn more about the universe we are part of, measure the world around us and look inside our own bodies. Future development of this knowledge – including how to reverse the Doppler effect – could lead to technology once only read about in science-fiction novels, such as invisibility cloaks.


Voir la vidéo: Comment repérer le mouvement des étoiles et des galaxies? Effet Doppler-Fizeau vidéo 23 Ondes TS (Février 2023).