Astronomie

Comment mesurer la vitesse de rotation d'une étoile ?

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Comment mesurer la vitesse de rotation d'une étoile ?

Si les étoiles pouvaient être résolues, alors vous pourriez utiliser le décalage Doppler pour voir que la moitié de l'étoile est plus bleue et l'autre moitié est plus rouge, mais les étoiles (autres que notre Soleil) sont vues comme des objets ponctuels. Avec un seul point de mesure, comment déduire la rotation ?

Cet article mentionne que les vitesses de rotation des étoiles ont été mesurées, mais n'explique pas comment.


La vitesse équatoriale projetée d'une étoile (communément écrite $v sin i$, où $i$ est un angle d'inclinaison de l'axe de rotation par rapport à la ligne de visée) est mesurée en observant l'effet d'élargissement Doppler sur les raies spectrales.

Il n'est pas nécessaire de résoudre l'étoile. La lumière d'un membre s'approche à $+vsin i$, tandis que la lumière de l'autre membre recule à $-vsin i$. L'effet net est que les raies spectrales sont convoluées avec une fonction d'élargissement qui a une largeur totale de $2 contre i$.

A condition que cet élargissement rotationnel contribue de manière significative à la largeur globale de la ligne, il peut alors être mesuré (par des méthodes d'ajustement direct, de transformée de Fourier ou de corrélation croisée).

La vraie vitesse de rotation nécessite une mesure de la période de rotation et connaissance du rayon stellaire. Alors que le premier est connu, le second ne l'est généralement pas.

Notez dans votre article, je soupçonne que les vitesses de rotation sont en fait l'inverse des périodes de rotation. Les vitesses angulaires sont souvent appelées vitesses de rotation et peuvent être dérivées sans spectroscopie en mesurant les variations lumineuses périodiques des inhomogénéités de surface sur une étoile.


17.4 : Utilisation de spectres pour mesurer le rayon, la composition et le mouvement stellaires

  • Contribution d'Andrew Fraknoi, David Morrison, & Wolff et al.
  • Provenant d'OpenStax

À la fin de cette section, vous serez en mesure de :

  • Comprendre comment les astronomes peuvent en apprendre davantage sur le rayon et la composition d'une étoile en étudiant son spectre
  • Expliquez comment les astronomes peuvent mesurer le mouvement et la rotation d'une étoile à l'aide de l'effet Doppler
  • Décrire le mouvement propre d'une étoile et son lien avec la vitesse spatiale d'une étoile

L'analyse du spectre d'une étoile peut nous apprendre toutes sortes de choses en plus de sa température. Nous pouvons mesurer sa composition chimique détaillée ainsi que la pression dans son atmosphère. De la pression, nous obtenons des indices sur sa taille. Nous pouvons également mesurer son mouvement vers ou loin de nous et estimer sa rotation.


Comment mesurer la vitesse de rotation d'une étoile ? - Astronomie

La Terre en rotation

Vu d'un plan de référence tangent à la surface de la terre, le soleil se lève et le soleil se couche. Vu de l'étoile polaris, le plan de référence attaché à la terre tourne autour de l'axe de rotation à travers la terre, ce qui fait que le soleil se lève et se couche sur ce plan. Les deux points de vue sont utilisés par les physiciens, mais souvent les enseignants du primaire qualifient de faux l'idée que le soleil se lève ou se couche.

Combien de temps dure une journée ?

À quelle vitesse la terre tourne-t-elle ? Vitesse linéaire versus vitesse angulaire.

En utilisant des mesures approximatives, la circonférence équatoriale de la terre est de 24 000 milles et la terre tourne une fois en 24 heures, donc la vitesse de rotation à l'équateur est

24 000 mi/24 heures = 1 000 mi/h.

Mais on peut aussi mesurer la vitesse angulaire de rotation.

360 degrés/24 h = 15 degrés par heure.

Le soleil sous-tend est de 1/2 degré combien de temps faut-il au soleil pour parcourir un angle égal à son diamètre angulaire ?

(L'angle sous-tendu par le soleil est l'angle d'un bord du soleil au bord opposé)

(Le soleil a à peu près la même taille angulaire qu'un pois tenu à bout de bras.) (La taille angulaire de la lune)

1/2 degré/15 degrés/h = 1/30 h = 2 minutes.

Ainsi, lorsque le bas du soleil touche l'horizon alors qu'il se couche près de l'équateur, il disparaîtra en 2 minutes.

Vous pouvez mesurer la rotation de la terre en regardant une étoile éloignée et en utilisant une montre pour chronométrer le temps qu'il faut à l'étoile pour faire le tour du ciel et revenir au même endroit J'observe habituellement une étoile lorsqu'elle passe derrière un nord-sud ligne électrique. C'est ce qu'on appelle un jour sidéral.

Vous pourriez être surpris par la réponse. Ce n'est pas 24 heures.

Alors pourquoi dit-on que la durée de la journée est de 24 heures ?

Vous devez chronométrer le mouvement du soleil sur une ligne nord-sud. Si vous faites cela en utilisant des ombres ou un viseur solaire et une ligne électrique nord-sud, vous constaterez que cela prend 24 heures (plus ou moins 20 secondes selon le temps de l'année)

La danse de la terre et du soleil. Demandez à une personne de pointer un bras directement devant elle et de faire une rotation à temps plein, en commençant par le bras pointant vers une personne à proximité et en terminant par le bras pointant vers la même personne. Ils tournent sur un cercle complet de 360 ​​degrés. Cette rotation représente une journée.

Ensuite, demandez à la personne représentant la terre de marcher en cercle autour d'une personne immobile. C'est ce qu'on appelle une révolution, pas une rotation, et représente un an.

Combinez maintenant les mouvements de marche en cercle autour de la personne centrale, le soleil, et tournez en même temps. Commencez avec un bras pointé vers le soleil, marchez dans le sens inverse des aiguilles d'une montre tout en tournant dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. Effectuez une rotation complète tout en faisant 1/4 du tour du cercle. Dans ce système solaire modèle, combien de jours y a-t-il dans une année ?

Mesurez maintenant l'angle de rotation de la personne terrestre lorsque son bras pointe vers le soleil pour la première fois. La réponse est plus de 360 ​​degrés. Il fait en fait 360 + 90 ou 450 degrés. La durée du jour solaire est donc supérieure à la durée du jour sidéral. Le jour solaire est de 1 + 1/4 rotation qui prend 125% d'un jour sidéral.

La terre tourne 365 fois par an. Ainsi, en un jour, la terre doit effectuer une rotation de 1 + 1/365 rotation. ce qui prend environ 1/365 de 24 heures, soit 4 minutes. C'est pourquoi le jour solaire est plus long que le jour sidéral.

Inversez les choses si vous regardez le soleil sur le fond des étoiles (OK, pour ce faire, vous devez attendre une éclipse solaire totale qui se produira tous les 300 ans si vous restez debout et attendez.) Vous verrez le soleil sembler bouger autour de vous dans mon modèle par 1/4 du cercle chaque jour.

Les Babyloniens antiques savaient que le soleil se déplaçait dans le champ d'étoiles sur environ 1/365 de cercle chaque jour. http://en.wikipedia.org/wiki/Degree_(angle)

Les Sumériens et les Babyloniens utilisaient un système de numération sexigesimal basé sur le nombre 60. http://en.wikipedia.org/wiki/Sexagesimal

Ils semblaient détester les fractions et ils aimaient12, car il peut être divisé par 2,3,4,6, sans aucun reste fractionnaire, ils ont également aimé 60 car il peut être divisé également par 2,3,4,6,10,12 . et ils ont adoré 360 comprendre ses diviseurs vous-même.

Ils ont choisi 360 degrés pour le cercle, ce qui est une approximation du mouvement du soleil à travers les étoiles chaque jour. Le cercle de 360 ​​degrés a été transmis aux Grecs et à nous. Nous l'utilisons pour diviser les cercles et le temps.

Lorsqu'ils ont voulu diviser l'un des 360 degrés d'un cercle en parties plus petites, ou minutes, ils l'ont divisé en 60 parties appelées minutes d'arc.
Considérez le jour et la nuit, les Égyptiens divisaient les jours en 12 parties et les nuits en 12 parties, ce qui nous donne les 24 jours par jour modernes. Nos cadrans d'horloge sont divisés en 12 parties égales.

Et nous voulons diviser un degré d'arc en morceaux plus petits, nous le divisons en 60 minutes d'arc. Nous divisons également une heure en 60 minutes.

Nous divisons une minute d'arc en 60 secondes d'arc et une minute de temps en 60 secondes-minutes, que nous avons raccourcies en secondes.

Il existe des troisièmes minites mais elles sont rarement utilisées, il est intéressant de noter qu'une troisième minute équivaut à 1/60 de seconde. La fréquence des lignes électriques aux États-Unis est de 60 hertz.

Le vrai jour solaire

Le ciel est traversé par un méridien qui s'étend du nord au sud directement au-dessus de votre tête, nous pouvons démarrer notre minuterie de la durée du jour lorsque le soleil traverse le méridien. Avant que le soleil ne traverse le méridien, il est AM, ante méridien et après qu'il ait traversé, il est PM post méridien. Comme il traverse, c'est le midi solaire. Le temps de midi à midi est la longueur du vrai jour solaire.

L'orbite de la terre n'est pas circulaire, elle est elliptique avec le soleil à un foyer. Le 4 janvier, la terre est la plus proche du soleil, au périhélie, le 4 juillet elle est la plus éloignée du soleil, à l'aphélie. Dans une orbite elliptique, les planètes se déplacent plus rapidement lorsqu'elles sont plus proches du soleil, et lorsque les planètes sont plus proches du soleil, une distance fixe d'arc s'étend sur plus d'un angle. Ainsi, au périhélie, la terre se déplace sur un plus grand angle sur son orbite, cela signifie qu'elle doit tourner un petit angle pour que le soleil retraverse le méridien. Ainsi, un jour au périhélie est plus long qu'un jour à l'aphélie.

Le jour solaire moyen

Chaque jour de l'année a un vrai jour solaire de longueur légèrement différente. Faire une horloge est déjà assez difficile, mais en fabriquer une qui accélère et ralentit au cours de l'année est encore plus difficile. Ainsi, les horlogers font tourner une horloge de sorte qu'un jour d'horloge ait une longueur moyenne sur une année entière du vrai jour solaire. Ceci est connu comme le jour solaire moyen.

L'inclinaison est la raison des saisons

Ça s'empire. L'axe de rotation de la Terre n'est pas perpendiculaire au plan de sa révolution. Il est incliné de 23,5 degrés par rapport à la perpendiculaire. Pendant une année, l'axe de rotation de la Terre reste pointé vers le pôle nord céleste, près de l'étoile polaris. Pendant que la terre tourne autour du soleil, elle garde son axe pointé près de la polaris. Cela signifie que pendant une partie de l'année, l'hémisphère nord est incliné vers le soleil, en été, et pendant une autre partie de l'année, il est incliné vers le soleil, en hiver.

Cela signifie que les points de lever et de coucher du soleil se déplacent à l'horizon et que la hauteur du soleil au-dessus de l'horizon change de jour en jour. La durée du jour du lever au coucher du soleil change au cours de l'année. Les cultures anciennes suivaient les points de lever et de coucher du soleil pour créer un calendrier. Stonehenge, par exemple, peut être utilisé comme calendrier.

C'est encore pire.

Le soleil et la lune exercent des forces de torsion sur le renflement équatorial de la terre. Ces forces de torsion, appelées couples, provoquent la précession de l'axe du gyroscope en rotation appelé Terre, pour qu'il change de direction sur un grand cercle au cours de 19 600 ans. Pendant ce temps, d'autres étoiles sont l'étoile du nord. La plupart du temps, il n'y a pas d'étoile du nord du tout, tout comme en ce moment nous n'avons pas d'étoile du sud.

La lune fait le tour de la terre en gardant une face tournée vers la terre. Décrivez comment la lune tourne lorsqu'elle tourne autour de la terre.


Excès de vitesse pris : chronométrer les naines brunes les plus rapides

Les astronomes de l'Université Western ont découvert les naines brunes les plus rapides connues. Ils ont trouvé trois naines brunes qui effectuent chacune une rotation complète environ une fois par heure. Ce taux est si extrême que si ces "étoiles ratées" tournaient plus vite, elles pourraient être sur le point de se déchirer. Identifiées par le télescope spatial Spitzer de la NASA, les naines brunes ont ensuite été étudiées par des télescopes au sol dont Gemini North, qui ont confirmé leur rotation étonnamment rapide.

Trois naines brunes ont été découvertes tournant plus vite que toutes les autres trouvées auparavant. Les astronomes de l'Université Western au Canada ont d'abord mesuré les vitesses de rotation de ces naines brunes à l'aide du télescope spatial Spitzer de la NASA et les ont confirmées par des observations de suivi avec le télescope Gemini North sur Maunakea à Hawai'i et le télescope Magellan Baade de la Carnegie Institution for Science au Chili. . Gemini North est l'un des deux télescopes qui composent l'observatoire international Gemini, un programme du NOIRLab de la NSF.

"Nous semblons avoir rencontré une limite de vitesse sur la rotation des naines brunes", a déclaré Megan Tannock, étudiante diplômée en physique et en astronomie de l'Université Western qui a dirigé la découverte. "Malgré des recherches approfondies, par notre propre équipe et d'autres, aucune naine brune n'a été trouvée pour tourner plus vite. En fait, des rotations plus rapides peuvent conduire à une naine brune qui se déchire."

Les naines brunes sont, tout simplement, des étoiles ratées. Elles se forment comme des étoiles mais sont moins massives et ressemblent davantage à des planètes géantes [1].

Tannock et l'astronome de l'Université Western Stanimir Metchev ont travaillé avec des collaborateurs internationaux pour trouver trois naines brunes en rotation rapide tournant autour de leurs axes une fois par heure. C'est environ 10 fois plus rapide que la normale [2], et environ 30 pour cent plus rapide que les rotations les plus rapides précédemment mesurées dans de tels objets.

Les astronomes ont utilisé de grands télescopes au sol, Gemini North à Hawai'i et Magellan Baade au Chili, pour confirmer les rotations rapides. Ils l'ont fait en mesurant les altérations de la lumière des naines brunes causées par l'effet Doppler et en utilisant un modèle informatique pour faire correspondre ces altérations aux vitesses de rotation [3]. Les chercheurs ont découvert que ces naines brunes tournaient à une vitesse d'environ 350 000 kilomètres par heure (environ 220 000 miles par heure) à leur équateur, qui est 10 fois plus rapide que Jupiter.

"Ces naines brunes inhabituelles tournent à des vitesses vertigineuses", a déclaré Sandy Leggett, astronome à Gemini North qui étudie les naines brunes. "A environ 350 000 kilomètres par heure, la gravité relativement faible des naines brunes les maintient à peine ensemble. Cette découverte passionnante de l'équipe Tannock a identifié des limites de rotation au-delà desquelles ces objets peuvent ne pas exister."

L'équipe a d'abord identifié les taux de rotation rapides en utilisant le télescope spatial Spitzer de la NASA pour mesurer à quelle vitesse la luminosité des objets variait. "Les naines brunes, comme les planètes avec des atmosphères, peuvent avoir de grosses tempêtes météorologiques qui affectent leur luminosité visible", a expliqué Metchev. "Les variations de luminosité observées montrent à quelle fréquence les mêmes tempêtes sont observées lorsque l'objet tourne, ce qui révèle la période de rotation de la naine brune."

Les résultats de l'équipe paraîtront dans un prochain numéro de Le journal astronomique.

[1] Il y a quatre planètes géantes connues dans le système solaire : Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune.

[2] Les étoiles, les naines brunes et les planètes tournent généralement autour de leur axe une fois toutes les 10 heures ou plus lentement. Par exemple, la Terre tourne autour de son axe une fois toutes les 24 heures tandis que Jupiter et Saturne mettent environ 10 heures. Le Soleil tourne autour de son axe en moyenne tous les 27 jours. Le taux de rotation du Soleil varie avec la latitude, ses régions équatoriales accomplissant une rotation en 25 jours environ et les régions polaires une rotation en 35 jours environ.

[3] Au fur et à mesure que chaque naine brune tourne, la lumière de l'hémisphère se tournant vers nous apparaît décalée vers le bleu tandis que la lumière provenant de l'hémisphère se détournant de nous apparaît décalée vers le rouge à cause de l'effet Doppler. Cela fait apparaître les raies d'absorption dans le spectre de la naine brune élargies (étirées à la fois vers l'extrémité rouge du spectre et l'extrémité bleue du spectre). En faisant correspondre cet élargissement à un modèle informatique, les astronomes ont déterminé à quelle vitesse chaque naine brune tourne.


Termes et concepts

  • Longitude et latitude
  • Temps universel (TU)
  • Informations de base sur le soleil (taille, température, distance)
  • Taches solaires
  • Champs magnétiques
  • Cycle solaire
  • Assombrissement du limbe solaire
  • Rotations Carrington
  • Pourquoi le soleil affiche-t-il une rotation différentielle ?
  • Où se trouve le satellite SOHO dans l'espace et comment a-t-il été lancé ?
  • Qu'est-ce que le MDI ? Qu'est-ce que l'IET ?
  • Si vous connaissez la circonférence du soleil, comment calculeriez-vous la vitesse de rotation d'un élément à la surface de l'équateur (en kilomètres/heure) ?

À travers la majeure partie du disque, les étoiles et le gaz à l'intérieur dépassent les étoiles et le gaz à l'extérieur => les irrégularités s'étirent naturellement en motifs en spirale.

Hypothèse 1 : « armes matérielles »

Un bras spiral est composé des mêmes étoiles et gaz au fil du temps.

Cette hypothèse échoue, car un tel bras s'enroulerait trop serré sur de nombreuses périodes de rotation.

Hypothèse 2 : « ondes de densité »

Les étoiles et le gaz ralentissent lorsqu'ils se déplacent dans le bras spiral, en raison de sa gravité accrue.

Le bras est produit par un enchevêtrement d'étoiles et de gaz, comme un embouteillage.

L'hypothèse 2 semble fonctionner, bien que les détails restent un sujet de recherche active.

La formation d'étoiles se produit principalement dans les bras spiraux, où le gaz est entassé, de sorte que les jeunes étoiles bleues présentent les motifs en spirale les plus forts.


Mesurer la période de rotation du soleil

Appliquer l'équation simple de la vitesse moyenne à un phénomène astronomique réel, afin de déterminer la période de rotation du Soleil.

  • Définir la période de rotation d'un objet.
  • Appliquer la définition cinématique de la vitesse moyenne à un « cas réel » (où les valeurs d'entrée ne sont pas données dans un énoncé de problème mais doivent être mesurées)
  • Distinguer les erreurs de mesure et les hypothèses du modèle.
  • Reconnaître le Soleil comme un objet céleste en constante évolution et dynamique sur la base des caractéristiques de surface observables et de son mouvement de rotation.

Pour tester si les élèves sont capables d'appliquer les concepts cinématiques de vitesse moyenne et de période de rotation après l'activité, on peut leur donner un autre objet sur lequel travailler, comme la planète Jupiter et utiliser le gros point rouge.

Exemple : Avec une règle en plastique, estimez la période de rotation de Jupiter à l'aide de ces deux images de sa tache rouge géante. Les images ont été prises le même jour à 16h08 et 17h27.

Outre les discussions en classe en direct, nous proposons les alternatives suivantes pour évaluer comment les étudiants ont compris la méthodologie scientifique derrière cette activité basée sur l'enquête.

  • Carte routière sur une page A3 (poster) résumant les différentes étapes de leur enquête, incluant des illustrations.
  • Rapport de laboratoire.

La première option présente l'avantage d'être réalisable en classe et favorise plus d'interaction au sein des groupes d'élèves.

Version papier : Idéalement, les élèves réaliseront l'activité en binôme. Ainsi, pour chaque paire, fournissez un ensemble de :

  • Fichier PDF de dessins de taches solaires de Galileo Galilei &lsquoastroedu1801_Galileo_drawings&rsquo, pour raconter l'histoire de la mesure de Galilée en Introduction
  • Fichier PDF ou PPT avec des images du Soleil par Solar Dynamics Observatory (SDO) &lsquoastroedu1801_SDO_images&rsquo (au moins une page avec deux images consécutives par binôme d'élèves, voir Description de l'activité : Mesurer la vitesse d'une tache solaire)
  • Règle en plastique.

Version électronique: Cette activité peut également être réalisée sur ordinateur soit en ouvrant des images quotidiennes du Soleil sur le site www.solarmonitor.org, et en prenant des mesures avec une règle à l'écran. Alternativement, ils peuvent également ouvrir les images au format .png dans le logiciel d'astronomie SalsaJ et prendre les mesures dans le logiciel.

  • Toutes les images au format .png et .jpg dans le dossier &lsquoastroedu1801_SDO_images_set&rsquo fichier
  • Règle à l'écran (application de règle Web Edge pour Chrome)
  • Logiciel SalsaJ : http://eu-hou.net/index.php/salsaj-software-mainmenu-9?task=view&id=7
  • Un film du jeu de données SDO compilé avec le fichier SalsaJ &lsquoastroedu1801_dataset_movie&rsquo
  • Un film des dessins de Galilée &lsquoastroedu1801_Galileo_drawings_movie&rsquo file

Si vous souhaitez montrer un film d'animation de la rotation du Soleil en fonction du jeu de données que vous utilisez, vous aurez besoin de SalsaJ et d'un ordinateur avec projecteur (voir partie Introduction dans la description de l'activité).

Remarque sur les images SDO : L'ensemble d'images que nous fournissons a été directement téléchargé à partir du site Web du moniteur solaire (http://www.solarmonitor.org). Cet ensemble de données était proche dans le temps du dernier maximum solaire (2013) et soigneusement choisi pour (1) afficher un grand nombre de taches solaires, permettant aux élèves de regarder différentes taches solaires pour regarder et comparer leurs résultats, et (2) avoir l'équateur solaire quasi horizontal (perpendiculaire à la ligne de mire de l'observateur), ce qui rend le mouvement apparent des taches solaires quasi-linéaire (en minimisant les erreurs de mesure avec une règle droite).

N'hésitez pas à choisir n'importe quel autre ensemble d'images de ce site Web, à condition de sélectionner suffisamment de jours consécutifs pour couvrir, au moins, une rotation solaire.

Les enseignants doivent être conscients de Le dilemme de Galilée sur la nature des taches solaires, le plus tard découvert la nature magnétique des taches solaires ainsi que la rotation différentielle (non rigide) du Soleil.

Nous donnons ici un bref aperçu de la structure du Soleil, les observations historiques de Galilée, la nature des taches solaires, la rotation non rigide du Soleil et une introduction à la mission satellitaire qui a produit les données utilisées dans cette activité. À la fin de chaque sous-section, nous avons fourni des liens où les enseignants peuvent en savoir plus sur ces sujets.

La composition du Soleil

Le Soleil est une boule gazeuse géante composée principalement d'hydrogène et d'hélium. En raison des températures extrêmement élevées du Soleil, les électrons peuvent se détacher du noyau de leurs atomes et sont libres de se déplacer. Cet état de la matière est appelé « plasma ».

Le Soleil peut être divisé en 5 couches : le noyau, la zone radiative, la zone convective, la photosphère et l'atmosphère. Le noyau est la couche la plus interne et c'est l'endroit où l'énergie est produite par fusion nucléaire (

15 millions de °C). La zone radiative s'étend du cœur jusqu'à environ 70 % du rayon solaire et ici l'énergie est transportée principalement par rayonnement (des photons sont émis, absorbés et réémis en continu). Dans la couche suivante, la zone convective, l'énergie est transportée par convection (mouvement ascendant de la matière chaude et mouvement descendant de la matière froide, semblable à l'ébullition d'une soupe). La photosphère, à

6000 °C, se situe juste au-dessus de la zone convective. Comme c'est la couche d'où provient la majeure partie de la lumière, nous l'appelons la surface solaire, bien que nous ne puissions pas nous tenir debout dessus.

Au-delà de la photosphère, on retrouve l'atmosphère solaire, qui est composée de deux autres couches : la chromosphère et la couronne. La chromosphère est une fine couche gazeuse rougeâtre immédiatement au-dessus de la surface. La couronne est l'atmosphère plasmatique très mince du Soleil, s'étendant sur des millions de kilomètres dans l'espace.

Observations des taches solaires de Galilée

En 1612, Galileo Galilei pointa un télescope vers le Soleil. Il fut l'un des premiers à le faire, précédé par Thomas Harriott et Johannes Fabricius. Galilée savait que s'il regardait directement à travers le télescope, il pouvait se brûler l'œil. Au lieu de cela, il a projeté l'image sur un écran pour faire des dessins soignés. À l'époque de Galilée, les gens croyaient que le Soleil était un objet immobile et parfaitement immaculé. À sa grande surprise, il a vu des taches sombres sur le Soleil. Il était très intrigué par la nature de ces taches, et c'est pourquoi il les observait et les dessinait quotidiennement pour les étudier.

La nature magnétique des taches solaires

La nature des taches solaires est restée une énigme jusqu'en 1905, lorsque l'astronome George Ellery Hale a détecté des champs magnétiques intenses dans ces régions sombres. À l'aide d'un spectrohéliographe, il a découvert qu'une certaine propriété de la lumière (polarisation) émise par le Soleil était altérée d'une manière spécifiquement causée par les champs magnétiques. Aujourd'hui, des satellites comme Solar Dynamics Observatory (SDO) sont équipés d'instruments spéciaux pour détecter l'emplacement des champs magnétiques sur le Soleil et déduire leur intensité. La figure 1 montre deux images du même jour, obtenues par SDO : une image en lumière visible de l'ensemble du disque solaire et une carte de l'orientation et de l'intensité des champs magnétiques présents sur le disque solaire (magnétogramme).

Les taches solaires sont vues dans la photosphère comme des éléments sombres contrairement au reste de la surface solaire, car la matière qu'elles contiennent est environ 2000 °C plus froide que leur environnement à

6000°C. Les champs magnétiques intenses sont responsables de ce refroidissement. Étant donné que les champs magnétiques produisent de la pression, le plasma à l'intérieur des taches solaires est expulsé pour maintenir l'équilibre de pression entre les taches solaires (pression du gaz plus pression magnétique) et le plasma environnant (pression du gaz). Par conséquent, le plasma à l'intérieur de la tache solaire est moins dense et un peu plus froid.

Les taches solaires se regroupent généralement en groupes et ont une durée de vie de plusieurs jours à plusieurs semaines. Les taches solaires sont dynamiques et évoluent avec le champ magnétique : elles apparaissent, changent, disparaissent. Leur nombre varie périodiquement avec le temps avec la quantité de champ magnétique du Soleil, suivant le cycle dit de taches solaires de 11 ans : tous les 11 ans, le nombre de taches solaires et la quantité de champ magnétique atteignent un maximum (appelé « maximum solaire » ), suivi d'un minimum avec à peine des taches sur le Soleil. Le jeu de données proposé dans cette activité est choisi proche du maximum solaire, afin d'afficher un grand nombre de taches solaires.

Les taches solaires se trouvent dans des zones comme les tempêtes sur Terre et sont généralement situées en bandes dans les hémisphères nord et sud. Les bandes dans lesquelles se forment les taches solaires se déplacent des latitudes moyennes à presque l'équateur tout au long du cycle des taches solaires de 11 ans. Notez que les taches solaires individuelles ne dérivent pas beaucoup en latitude car elles n'existent que pendant quelques semaines - seules les latitudes où se forment de nouvelles taches se déplacent vers l'équateur.


Fig. 1 : Magnétogramme et image en lumière visible du disque solaire le même jour (voir texte pour plus de détails).

Visitez https://www.nasa.gov/content/goddard/how-sdo-sees-the-sun pour plus d'informations sur les images en lumière visible du Soleil.

La rotation du Soleil

Vu de la Terre, le Soleil tourne autour de son axe en 27 jours environ. L'équateur du Soleil est presque dans le plan de l'orbite terrestre, de sorte que le pôle nord du Soleil est dans la même direction que le pôle nord de la Terre. Vu du dessus du pôle nord solaire, le Soleil tourne dans le sens inverse des aiguilles d'une montre. La plupart des images modernes du Soleil sont orientées de manière à ce que le nord solaire soit vers le haut et se présente à sa surface, puis se déplace de gauche à droite lorsque le Soleil tourne. Notez que les dessins de taches solaires de Galilée (Fig. 3) ne sont pas orientés de cette façon.

La rotation non rigide du Soleil

Les objets rigides ne changent pas de forme (c'est-à-dire qu'ils ne sont pas déformables). Par conséquent, lorsque des objets rigides tournent, chaque partie tourne au même rythme. Cela signifie que chaque partie de l'objet prend le même temps pour terminer un tour. C'est ce qu'on appelle la rotation rigide. C'est la raison pour laquelle chaque point de la Terre met 24 heures pour effectuer un tour.

Dans les objets non rigides, c'est-à-dire les objets déformables, la rotation est différente dans différentes parties de l'objet. C'est le cas du Soleil puisqu'il est constitué d'une matière gazeuse appelée plasma. Comme la Terre, le Soleil a un pôle Nord et un pôle Sud, et tourne autour de son axe. Cependant, le plasma du Soleil près de l'équateur effectue un tour complet en un peu moins de 27 jours, tandis que le plasma près des pôles peut effectuer un tour complet en 35 jours. Cela signifie que le plasma peut tourner à différentes vitesses, selon la latitude à laquelle ils se trouvent : c'est-à-dire plus rapidement à l'équateur qu'aux pôles. C'est ce qu'on appelle la rotation différentielle.

Si vous mesurez la rotation de la Terre en mesurant les vents ou le mouvement des nuages, vous constaterez que la rotation de l'atmosphère terrestre varie également avec la latitude. En effet, l'atmosphère terrestre est un gaz et non un solide. Vu de l'espace, l'atmosphère tourne en moins de 24 heures aux latitudes moyennes et en plus de 24 heures près de l'équateur. Nous appelons cela les &ldquoWesterlies&rdquo et &ldquoTrade winds&rdquo respectivement. La rotation différentielle n'est pas un aspect unique du Soleil, il est courant que des corps en rotation tels que d'autres étoiles et planètes gazeuses aient des taux de rotation différents à différentes latitudes.

L'Observatoire de la dynamique solaire

Le Solar Dynamics Observatory (SDO) est une mission satellitaire de la NASA. Il a été lancé en orbite autour de la Terre en 2010 et observe le Soleil depuis lors. L'objectif principal de SDO est d'étudier l'atmosphère solaire pour mieux comprendre la relation entre les champs magnétiques solaires et les phénomènes énergétiques à court terme tels que les éruptions solaires et les éjections de masse coronale.


Des «étoiles ratées» prises en vitesse: les astronomes horlogent les naines brunes les plus rapides

Les naines brunes sont souvent appelées « étoiles ratées ». Ils se forment comme des étoiles mais ne sont pas assez massifs pour fusionner l'hydrogène en hélium comme le font les étoiles. Plus comme des planètes géantes, les naines brunes peuvent souvent avoir des tempêtes dans leur atmosphère, comme le montre cette illustration. Les astronomes ont récemment découvert trois naines brunes qui tournent plus vite que toutes les autres jamais découvertes. Chacun effectue une seule rotation en environ une heure, environ 10 fois plus vite que la normale. Crédit : NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva

Les astronomes de l'Université Western ont découvert les naines brunes les plus rapides connues. Ils ont trouvé trois naines brunes qui effectuent chacune une rotation complète environ une fois par heure. Ce taux est si extrême que si ces «étoiles ratées» tournaient plus vite, elles pourraient être sur le point de se déchirer. Identifiées par le télescope spatial Spitzer de la NASA, les naines brunes ont ensuite été étudiées par des télescopes au sol dont Gemini North, qui ont confirmé leur rotation étonnamment rapide.

Trois naines brunes ont été découvertes tournant plus vite que toutes les autres trouvées auparavant. Les astronomes de l'Université Western au Canada ont d'abord mesuré les vitesses de rotation de ces naines brunes à l'aide du télescope spatial Spitzer de la NASA et les ont confirmées par des observations de suivi avec le télescope Gemini North sur Maunakea à Hawai'i et le télescope Magellan Baade de la Carnegie Institution for Science au Chili. . Gemini North est l'un des deux télescopes qui composent l'observatoire international Gemini, un programme du NOIRLab de la NSF.


Les astronomes de l'Université Western ont découvert les naines brunes les plus rapides connues. Ils ont trouvé trois naines brunes qui effectuent chacune une rotation complète environ une fois par heure. Ce taux est si extrême que si ces «étoiles ratées» tournaient plus vite, elles pourraient être sur le point de se déchirer. Identifiées par le télescope spatial Spitzer de la NASA, les naines brunes ont ensuite été étudiées par des télescopes au sol dont Gemini North, qui ont confirmé leur rotation étonnamment rapide. Crédit : International Gemini Observatory/NOIRLab/NSF/AURA/J. da Silva, P. Marenfeld, NASA/JPL-Caltech, R. Hurt (IPAC)

"Nous semblons avoir rencontré une limite de vitesse sur la rotation des naines brunes", a déclaré Megan Tannock, étudiante diplômée en physique et en astronomie de l'Université Western qui a dirigé la découverte. "Malgré des recherches approfondies, par notre propre équipe et d'autres, aucune naine brune n'a été trouvée pour tourner plus vite. En fait, des rotations plus rapides peuvent conduire à ce qu'une naine brune se déchire. »

Les naines brunes sont, tout simplement, des étoiles ratées. Elles se forment comme des étoiles mais sont moins massives et ressemblent davantage à des planètes géantes. [1]

Tannock et l'astronome de l'Université Western Stanimir Metchev ont travaillé avec des collaborateurs internationaux pour trouver trois naines brunes en rotation rapide tournant autour de leurs axes une fois par heure. C'est environ 10 fois plus rapide que la normale, [2] et environ 30 pour cent plus rapide que les rotations les plus rapides précédemment mesurées dans de tels objets.

Les astronomes ont utilisé de grands télescopes au sol, Gemini North à Hawai'i et Magellan Baade au Chili, pour confirmer les rotations rapides. Ils l'ont fait en mesurant les altérations de la lumière des naines brunes causées par l'effet Doppler et en utilisant un modèle informatique pour faire correspondre ces altérations aux vitesses de rotation. [3] Les chercheurs ont découvert que ces naines brunes tournaient à une vitesse d'environ 350 000 kilomètres par heure (environ 220 000 miles par heure) à leur équateur, qui est 10 fois plus rapide que Jupiter.


Cette animation compare les taux de rotation de Jupiter et de Saturne à celui de la naine brune la plus rapide jamais découverte (nommée 2MASS J0348-6022). Brown dwarfs are more massive than any of the giant planets in our solar system but less massive than stars. This brown dwarf is actually about the same size as Jupiter, but it has about 43 times more mass and spins almost 10 times faster. This rapid rotation causes the brown dwarf to “flatten,” or become wider around its equator. Jupiter and Saturn are flattened as well. The brown dwarf’s faster rotation is balanced by its larger mass, giving it a shape similar to that of the slower-rotating Jupiter and Saturn. The shapes of these three objects are compared to perfect circles (drawn in white) in this animation. Crédit : NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC)

“These unusual brown dwarfs are spinning at dizzying speeds,” said Sandy Leggett, an astronomer at Gemini North who studies brown dwarfs. “At about 350,000 kilometers per hour, the relatively weak gravity of the brown dwarfs is barely holding them together. This exciting discovery by the Tannock team has identified rotational limits beyond which these objects may not exist.”

The team first identified the rapid rotation rates by using NASA’s Spitzer Space Telescope to measure how quickly the brightness of the objects varied. “Brown dwarfs, like planets with atmospheres, can have large weather storms that affect their visible brightness,” explained Metchev. “The observed brightness variations show how frequently the same storms are seen as the object spins, which reveals the brown dwarf’s spin period.”
The team’s results will appear in an upcoming issue of The Astronomical Journal.

Remarques

  1. There are four known giant planets in the Solar System: Jupiter, Saturn, Uranus, and Neptune.
  2. Stars, brown dwarfs, and planets generally spin around their axis once every 10 hours or more slowly. For example, Earth spins around its axis once every 24 hours while Jupiter and Saturn take about 10 hours. The Sun spins around its axis on average every 27 days. The Sun’s rotation rate varies with latitude, with its equatorial regions completing a rotation in about 25 days and the polar regions rotating once in approximately 35 days.
  3. As each brown dwarf rotates, light from the hemisphere turning toward us appears blueshifted while light from the hemisphere turning away from us appears redshifted because of the Doppler effect. This causes absorption lines in the brown dwarf’s spectrum to appear broadened (stretched both toward the red end of the spectrum and the blue end of the spectrum). By matching this broadening to a computer model, the astronomers determined how fast each brown dwarf is spinning.

More information

This research will be presented in the paper Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs, to appear in The Astronomical Journal.

Reference: “Weather on Other Worlds. V. The Three Most Rapidly Rotating Ultra-Cool Dwarfs” by Megan E. Tannock, Stanimir Metchev, Aren Heinze, Paulo A. Miles-Páez, Jonathan Gagné, Adam Burgasser, Mark S. Marley, Dániel Apai, Genaro Suárez and Peter Plavchan, Accepted, The Astronomical Journal.
arXiv: 2103.01990

The team is composed of Megan Tannock (Western University), Stanimir Metchev (Western University and American Museum of Natural History), Aren Heinze (University of Hawai‘i), Paulo A. Miles-Páez (European Southern Observatory), Jonathan Gagné (Planétarium Rio Tinto Alcan and Université de Montréal), Adam Burgasser (University of California, San Diego), Mark S. Marley (NASA Ames Research Center), Dániel Apai (University of Arizona), Genaro Suárez (Western University), and Peter Plavchan (George Mason University).


Riding on a Rotating Sphere

  1. East-West parallel of constant latitude narrows.
  2. The distance covered in 24-hours is less, so the speed is less.

The speed of rotation is greatest at the Equator and gets plus petit with increasing latitude. For example, at Columbus (Latitude 40-degrees North): Circumference of the Earth at 40-deg North = 30,600 kilometers Time to complete one Rotation = 24 heures

Speed of Rotation at 40 North = Distance/Time = 30,600 km / 24 hr = 1280 km/hr

[Note: For the more mathematically inclined, the rotation speed at a given Latitude = cos(Latitude) x 1670 km/hr.]


Astronomers Measure Precise Rotation Pattern of Sun-Like Stars

Sun-like stars rotate differentially, with the equator rotating faster than the higher latitudes. The blue arrows in the figure represent rotation speed. Differential rotation is thought to be an essential ingredient for generating magnetic activity and starspots. MPI for Solar System Research/MarkGarlick.com

Researchers at NYU Abu Dhabi reveal that sun-like stars rotate up to two and a half times faster at the equator than at higher latitudes, a finding that challenges current science on how stars rotate.

Until now, little was known about the precise rotational patterns of Sun-like stars, only that the equator spins faster than at higher latitudes, similar to the Sun.

Scientists at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science used observations from NASA’s Kepler mission and asteroseismology — the study of sound waves traveling inside stars — to determine with precision how Sun-like stars rotate, which no other scientific method has been able to achieve.

Their study found that Sun-like stars, characterized as being like the Sun in mass and age, do indeed rotate in a similar manner as the Sun in that their equatorial regions rotate more rapidly than at mid- to high latitudes. But there’s a key difference.

The equator of the Sun rotates about 10 percent faster than its mid latitudes, while equators of Sun-like stars spin up to two and a half times faster than their mid latitudes.

“This is very unexpected, and challenges current numerical simulations, which suggest that stars like these should not be able to sustain differential rotation of this magnitude,” said Othman Benomar, research associate at the NYU Abu Dhabi Center for Space Science and lead author of the study published in Science.

“Understanding differential rotation — how fast one part of a star spins compared to the rest — is not only important for a complete understanding of how a star works, it will help us gain deeper insights about their magnetic fields,” explained Katepalli Sreenivasan, principal investigator of the NYU Abu Dhabi Center for Space Science.

Magnetic fields on the Sun have been known to cause enormous solar storms that frequently disrupt orbiting space satellites and have knocked out power grids on Earth.

Scientists agree that the rotation of the Sun plays a crucial role in the generation of the solar magnetic field, but the exact details still remain a mystery, despite the Sun having been observed and studied in great detail.

Sreenivasan added, “learning more about how stars rotate and generate their own magnetic fields could help us gain further insight into the solar dynamo, the physical process that generates the Sun’s magnetic field.”