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Dans les années 1700, Edmond Halley et d'autres ont découvert que les étoiles semblaient plus grandes qu'elles ne le sont et l'ont attribué à la diffraction dans l'objectif d'un observateur (télescope, œil) et/ou dans l'atmosphère terrestre. Existe-t-il des moyens de voir les étoiles sans cet effet ?
Il existe une limite physique à la résolution angulaire de tout système d'imagerie. Pour une ouverture circulaire, il est souvent cité que la résolution angulaire correspond à environ $ heta_{ m min} = 1,22 lambda/D$ (en radians), où $lambda$ est la longueur d'onde d'observation et $D$ est le diamètre du télescope.
Une limite similaire s'applique en interférométrie mais maintenant $D$ pourrait représenter la séparation entre vos télescopes.
Pour traduire une résolution angulaire en une résolution physique réelle de taille, vous devrez multiplier par la distance à la source.
Ainsi, les façons dont vous pouvez améliorer les choses sont les suivantes :
- Utilisez un télescope plus grand ou utilisez un interféromètre avec une ligne de base plus longue.
- Travaillez à des longueurs d'onde plus courtes.
- Rapprochez-vous de la source.
Il y a bien sûr des défis techniques avec chacun d'eux. En particulier, vous avez peut-être pensé qu'augmenter la ligne de base serait assez facile - mais vous devez connaître la séparation de votre télescope à une fraction de la longueur d'onde que vous utilisez et cela s'avère difficile pour des séparations plus importantes. Les longueurs d'onde plus courtes sont problématiques pour l'optique - les lentilles et les miroirs normaux ne fonctionnent pas aux longueurs d'onde des rayons X par exemple. Se rapprocher de la source nécessite un voyage interstellaire…
Le PO veut discuter avec moi pour savoir si l'atmosphère est un facteur important. Bien sûr l'atmosphère dégrade les images stellaires (ce n'est pas de la diffraction, mais de la réfraction). Aller dans l'espace surmonte cela et dans le passé cette aurait ont été le problème limitant. Cependant, il est maintenant courant que les télescopes au sol atteignent des performances proches de leur diffraction limitée en utilisant des techniques d'optique adaptative ou "Lucky Imaging", qui peuvent et ont toutes deux de meilleures images que le télescope spatial Hubble (exemples ci-dessous).
Exemple 1: L'image du milieu est de HST, l'image de droite est Lucky Imaging du télescope Palomar 5m basé au sol. La plus grande ouverture du Palomar produit une meilleure résolution malgré le fait de regarder à travers l'atmosphère. Voir https://www.ast.cam.ac.uk/research/lucky pour plus de détails.
Exemple 2 : Image HST de Titan par rapport à une image prise à l'aide d'une optique adaptative avec le télescope Keck au sol de 10 m. Une plus grande ouverture gagne à nouveau car les effets de l'atmosphère peuvent être évités.
Les astronomes ont-ils finalement trouvé des mégastructures extraterrestres ? (Non, probablement pas)
Crédit image: art du domaine public par CapnHack, via . [+] http://energyphysics.wikispaces.com/Proto-Dyson+Sphere.
À la fin de l'année dernière, l'une des étoiles observées par la mission Kepler de la NASA a fait les gros titres pour avoir un signal très inhabituel autour d'elle. Plutôt qu'un signal planétaire standard, il a vu quelque chose que nous ne pouvions pas expliquer : d'énormes quantités de lumière bloquée en quantités variables. Immédiatement, la spéculation s'est répandue, y compris de la part du professeur d'astronomie de Penn State, Jason Wright, qui a noté que les cinq grands creux distincts de la lumière, qui a fait ne pas se produire à intervalles réguliers, pourrait être quelque chose de bien mieux que des planètes, des comètes, de la poussière ou même un système annulaire ultra-massif.
Conception d'artiste du système d'anneaux extrasolaires encerclant la jeune planète géante ou naine brune. [+] J1407b. Crédit image : Ron Miller.
Cela pourrait être la preuve que des extraterrestres construisent des structures gigantesques autour de leur propre étoile pour exploiter son énergie, et nous pourrions voir la preuve d'un travail en cours.
Cela pourrait-il être juste? Examinons en profondeur les preuves et voyons. Lorsque nous regardons les étoiles de notre Voie lactée, il y a quelques signatures révélatrices de planètes autour d'autres étoiles. En particulier, il existe deux voies principales que nous pouvons utiliser pour les identifier :
- Utilisez la méthode du transit, où nous mesurons la quantité de lumière d'une étoile sur une longue période, en notant les baisses périodiques qui apparaissent en raison du passage d'un autre monde entre la ligne de visée que nos télescopes font avec cette étoile.
- Utilisez la méthode de l'oscillation stellaire, où nous mesurons le mouvement périodique de l'étoile mère vers et loin de nos yeux, où les décalages relatifs vers le rouge et le bleu sur une période particulière nous indiquent les masses et les rayons orbitaux de tous les mondes autour de cela. Star.
Crédit image : ESO, sous la licence internationale Creative Commons Attribution 4.0.
Mais de temps en temps, l'une de ces méthodes nous montrera quelque chose d'amusant à propos d'une star. En particulier, la méthode de transit montre normalement une baisse périodique de la luminosité d'une étoile très régulièrement -- aussi régulier que l'orbite de la Terre autour du Soleil -- et d'une magnitude qui ne dépasse pas environ 1% de la luminosité de l'étoile mère. Cela a du sens si l'on considère que même Jupiter, la plus grande planète de notre système solaire, n'a qu'environ 10 % du diamètre physique du Soleil, ce qui signifie que la taille de son disque, vu de loin, ne bloque qu'environ 1 % du Le disque du Soleil et donc sa lumière.
Crédit image : Matt de l'équipe Zooniverse/Planet Hunters à . [+] http://blog.planethunters.org/2010/12/20/transiting-planets/.
C'est le cas de la quasi-totalité des planètes découvertes par la sonde Kepler de la NASA. En observant quelque 150 000 étoiles sur une période de quelques années, il a découvert des milliers de planètes candidates exactement par cette méthode. Les premières (et les plus faciles) à découvrir étaient les plus massives qui orbitaient près des étoiles mères de masse la plus faible, car elles :
- étaient plus susceptibles de passer devant la ligne de mire de l'étoile par rapport à nous,
- les planètes les plus massives ont bloqué plus de lumière que les moins massives,
- les étoiles moins massives avaient un pourcentage plus élevé de leur lumière bloquée par une planète de taille comparable,
- et plus les orbites d'une planète sont proches, plus nous pourrions accumuler de "transits" dans les données afin d'essayer de démêler le signal.
Le résultat est un ensemble de candidats planétaires qui étaient initialement biaisés en faveur de ces types de mondes. Mais au fil du temps, nous avons pu capturer de nombreux mondes extérieurs et plus petits, dont quelques-uns de la taille de la Terre (ou même plus petits !) Et dans des environnements potentiellement habitables autour de leurs étoiles.
Crédit image : NASA Ames/W. Stenzel, des candidats planétaires Kepler en juillet 2015.
Celles-ci représentent les étoiles "normales" avec des candidats planétaires autour d'elles. Mais il y a quelques curiosités dans les données, où les baisses apparentes de luminosité sont une (ou plusieurs des suivantes) :
- très grand, avec des creux non seulement supérieurs à 1-2%, mais potentiellement même supérieurs à 10%,
- irrégulier, ou sans le signal périodique que nous avons l'habitude de voir des planètes,
- avec un "profil" étrange, où il ne s'intensifie pas pour bloquer un maximum de lumière, y rester, puis revenir en douceur et rapidement à la normale,
- et une période très longue pour le « creux » observé de luminosité, où l'explication d'une planète unique et rapprochée est exclue.
En particulier, une étoile anormale -- KIC 8462852 -- est d'un intérêt particulier ces jours-ci.
Crédit image : Tabby Boyajian et son équipe de PlanetHunters, via . [+] http://sites.psu.edu/astrowright/2015/10/15/kic-8462852wheres-the-flux/.
Il expose tout de ces caractéristiques, et ne semble céder à aucune des explications observationnelles standard qui ont résolu des mystères comme celui-ci dans le passé. Par exemple:
- un seul objet de grande taille traversant la face de l'étoile depuis l'espace interstellaire pourrait bloquer temporairement la lumière à une magnitude arbitraire, mais ne se reproduirait pas.
- Un disque protoplanétaire aurait de grands ensembles d'amas bloquant la lumière, mais apparaîtrait à des intervalles périodiques et apparaîtrait dans des ensembles de données infrarouges.
- Un compagnon binaire pourrait provoquer de fortes baisses de deux amplitudes différentes - une pour le passage du primaire devant le secondaire et l'autre lorsque le secondaire est passé devant le primaire - mais encore une fois, cela se reproduirait avec une période très régulière.
- Ou un morceau de débris planétaires ou cométaires pourrait provoquer le passage d'un grand "nuage" de matière à travers la face de l'étoile, l'assombrissant fortement.
Nous avons découvert des choses intéressantes sur le système stellaire avec des observations de suivi, mais le mystère ne fait que s'épaissir.
Crédit image : télescopes Keck, via T.S. Boyajian et al. (2015), de . [+] http://arxiv.org/pdf/1509.03622.pdf.
Là est un compagnon binaire de cette étoile, mais il a été détecté à une séparation de 2 secondes d'arc. A la distance estimée de cette étoile de
1 500 années-lumière, cela signifie que les deux étoiles orbitent à pas moins d'une distance d'environ 900 fois la distance Terre-Soleil. S'ils s'éclipsent, ils le font avec une période de plusieurs milliers d'années. Il est possible qu'il y ait des binaires plus proches de l'une (ou de chacune) de ces étoiles qui provoquent une baisse encore plus importante, mais ces deux étoiles ne pourraient pas provoquer le signal.
Nous avons également imagé ce système stellaire dans l'infrarouge et l'ultraviolet, et c'est suffisant pour écarter le scénario du disque protoplanétaire.
Crédit image : Infrarouge : IPAC/NASA (2MASS), à gauche Ultraviolet : STScI (GALEX), à droite.
Les observations infrarouges montrent une absence totale de toute structure de disque protoplanétaire. Cela ne signifie pas nécessairement qu'il n'y a pas de débris très proches du système stellaire, comme un équivalent large et épais de notre ceinture d'astéroïdes, mais il n'y a pas de disque protoplanétaire traditionnel qui s'étende sur une grande distance. On s'attend à ce que l'étoile présente des propriétés (d'après sa lumière) qui nous indiquent qu'elle a au moins des centaines de millions d'années et qu'il est très peu probable qu'elle ait encore un disque associé à la formation d'étoiles et de planètes autour d'elle.
L'absence de disque externe combinée à une vieille étoile défavorise cependant la présence d'un disque interne. Par exemple, l'étoile Eta Corvi - qui présente des propriétés optiques similaires - Est-ce que ont un excès de rayonnement infrarouge, car un disque externe est censé reconstituer un disque interne qui serait avalé sur des échelles de temps plus courtes. En d'autres termes, Eta Corvi est constamment bombardée par des comètes, ce qui provoque ses propriétés bizarres.
Crédit image : NASA/JPL-Caltech, d'une illustration d'une tempête de comètes autour d'une étoile près de notre . [+] propre, appelé Eta Corvi.
Mais cela ne devrait pas être le cas pour KIC 8462852. Cela signifie-t-il qu'il est temps de revenir à l'explication originale et sensationnelle : Alien Megastructures ?
Si vous le faites, c'est un terrible façon de faire de la science ! Oui, ce qui était auparavant considéré comme la meilleure explication antérieure - l'explication de l'essaim de comètes - est maintenant défavorisée grâce aux données de suivi. Mais de nombreux suivis ont été effectués, notamment :
- une recherche SETI de signaux radio, ne rapportant rien de notable.
- l'infrarouge recherche l'excès d'émission, ne rapportant rien de notable.
- une étude d'archives de plaques photographiques des 19e et 20e siècles, montrant que la luminosité de l'étoile s'est estompée d'environ 20 % au cours du siècle dernier.
Ce dernier est intéressant !
Crédit image : Bradley E. Schaefer, via http://arxiv.org/abs/1601.03256.
Déjà, il y avait d'autres conventionnel possibilités autres que les extraterrestres, y compris la poussière interstellaire, les planètes à anneaux, un système binaire (ou trinaire, ou plus) à éclipse, etc. matériau de manière inégale ou que l'une de ses planètes connaisse un événement de désintégration. (Mais si vous pariez sur les extraterrestres, il se pourrait que la « mégastructure » devienne de plus en plus complète et bloque progressivement de plus grandes quantités de lumière au cours de cette période.)
Nous avons vu des lunes dans notre système solaire qui ont des cratères géants sur eux presque de la taille de la lune entière, il est concevable qu'un impact encore plus important sur une planète plus grande (Terre, super-Terre ou même de la taille de Neptune) aurait pu la détruire entièrement , provoquant un anneau de débris (ou une série d'anneaux) dans le système solaire interne qui transite périodiquement par l'étoile.
Crédit image : NASA/JPL-Caltech, du scénario désormais défavorisé de la « comète brisée ». Mais un détruit. [+] le scénario de la planète est une réelle possibilité.
Nous avons souvent constaté que, lorsqu'il s'agit de signaux astronomiques inattendus, notre imagination s'enfuit avec nous, nous conduisant immédiatement à tirer des conclusions sur nos plus grands espoirs et/ou peurs, comme l'existence d'extraterrestres sensibles à notre disposition. Mais l'Univers réel, à chaque fois jusqu'à présent, s'est montré plus diversifié, complexe et riche en phénomènes que nous ne le pensions auparavant, y compris l'existence de quasars, de pulsars, d'exoplanètes et plus encore. Nous n'avons pas encore exclu la possibilité de mégastructures extraterrestres, mais ce que nous voyons très probablement est un nouveau type de phénomènes naturels dont l'origine est encore inconnue. Les observations de suivi, en particulier celles prévues pour 2017, lorsqu'un autre événement majeur de « transit » est prévu, devraient nous en apprendre beaucoup plus.
D'ici là, gardez l'esprit ouvert, mais ne laissez pas votre imagination s'envoler avec vous !
Je pense que le "vous ne pouvez pas les désactiver en leur jetant des pierres comme les anciennes" est une référence à un commentaire reddit dans un fil de discussion sur les générations plus âgées refusant d'apprendre une nouvelle technologie, ou quelque chose dans cette mesure. Un commentaire a détaillé une histoire humoristique dans laquelle ils avaient aidé un village à installer de l'électricité/des ampoules, et cette grand-mère du ménage n'arrêtait pas de briser toutes les ampoules en leur jetant des pierres pour les éteindre, refusant d'apprendre à les utiliser correctement. J'essaie de le rechercher, mais sans succès pour l'instant. S'il ne s'agissait pas d'une référence à ce fil mais simplement d'une coïncidence, je m'excuse de vous avoir fait lire tout cela. Wigglebeans (discussion) 20:55, 28 février 2020 (UTC)wigglebeans
Je me souviens aussi de ce commentaire. J'ai l'impression que c'était dans ask reddit, mais je n'arrive pas à le trouver non plus. 172.68.174.128 23:15, 28 février 2020 (UTC) ExplainXKCD est l'exemple le plus étrange et le plus extrême d'apophénie absurde, avec des gens choisissant régulièrement un parallèle trop spécifique et improbable de leur propre expérience personnelle, et affirmant que c'est l'origine claire d'un comique donné. « Kazvorpal (talk) 21:19, 3 March 2020 (UTC) vous avez tellement raison, et merci de m'avoir présenté le mot "apophenia". Bien sûr, cela n'a rien à voir avec reddit, la raison pour laquelle vous avez besoin d'arbalètes pour les LED, contrairement aux "anciennes", est que les "anciennes" sont en verre, faciles à briser, et les nouvelles LED sont en plastique, et les rochers rebondissent. Le terme « anciens » fait référence aux anciennes sources de pollution lumineuse, et non à un groupe de babouchkas brandissant des pierres. 23:12, 7 juillet 2020 (UTC)
Quelqu'un peut-il créer une catégorie pour la série Stargazing ? 1644 : Stargazing, 2017 : Stargazing 2, et celui-ci. 172.69.34.238 23:29, 28 février 2020 (UTC)
Oh, tant pis, ça existe déjà : Catégorie : Observation des étoiles 172.69.34.238 23:31, 28 février 2020 (UTC)
En fait, "aucune nouvelle étoile n'est créée" n'est simplement pas évident, cela nécessiterait une subvention, des recherches et des citations. Je veux dire, bien sûr, en fait une nouvelle étoile (et pas seulement une étoile qui a commencé à être plus lumineuse comme nova) n'apparaît pas si souvent, et une visible à l'œil nu encore moins, mais cela PEUT toujours arriver - et peut facilement être négligé . On estime que sept nouvelles étoiles se forment dans notre galaxie chaque année. -- Hkmaly (discussion) 23:36, 28 février 2020 (UTC)
Les arbalètes d'astronomie sont de vraies choses. Ils sont utilisés pour mesurer la distance angulaire entre les étoiles. En voici un de fantaisie (d'occasion) à vendre pour 700 $, [1] et en voici un simple qui est simplement un étalon tiré dans une courbe et collé au bout d'un bâton [2]. Rtanenbaum (discussion) 23:51, 28 février 2020 (UTC)
J'ai une de ces arbalètes chères de Gregg Blandin. C'est une plate-forme équatoriale qui permet à un simple télescope dobson de suivre les étoiles. Cela n'a rien à voir avec la mesure des distances angulaires. J'ai donc modifié le lien vers le cours d'astronomie qui utilise le type simple pour mesurer les distances angulaires. Johnrb (discussion) 04:14, 29 février 2020 (UTC)
Je me demande si le texte du titre est une référence Shrek ? Il suit la même structure de base que certains d'entre vous peuvent mourir. Moosenonny10 (discussion) 14:39, 29 février 2020 (UTC)
À l'heure actuelle (ou du moins au cours des dernières nuits, la plus grande illumination dans le ciel pour moi est le ciel couvert mais à la lumière du jour lui-même) l'« étoile » la plus visiblement la plus brillante dans le ciel est Vénus, assez proche de la (même croissant de Lune plus brillant, beaucoup moins apparemment semblable à une étoile). Comme notre guide des étoiles ne mentionne pas Vénus, cela n'invalide en aucun cas la déclaration de luminosité même sans prendre en compte la vraie stellarité d'une "étoile du fou". Et, pour autant que nous sachions, la présentation est donnée à une heure locale où Lune + Vénus ne sont de toute façon pas visibles au-dessus de l'horizon. Mais à noter, peut-être. De même que ni les pierres ni l'arbalète ne seront probablement trivialement utiles pour éteindre la lumière du jour, le clair de lune ou Vénus (nb : ces trois-là ne sont pas nécessairement classés par ordre de difficulté, au cas où vous souhaiteriez essayer !) 162.158.34.222 17:25 , 29 février 2020 (UTC)
Le texte du titre ne dit pas que de nouveaux arrivants seraient créés, je crois que c'est une inférence que quelqu'un a faite. Il a juste discuté du risque de VOIR plus de comètes. Momerath (discussion) 11:44, 1er mars 2020 (UTC)
Je pense que c'est une inférence probable, cependant. Astrologie inversée : Ce qui se passe sur Terre change la progression des cieux. Eh bien, à part crier - et jusqu'à présent, rien n'indique que cela les décourage ni les attire, même si chaque fois que vous en voyez un nouveau, vous devez vous demander s'ils sont venus voir de quoi il s'agit. L'astrologie inversée serait facilitée avec un faisceau Nicoll-Dyson et quelques miroirs. Déplacez simplement les étoiles / planètes dans la bonne position. 162.158.106.132 19:04, 2 mars 2020 (UTC)
(En plus : il est bien entendu bien connu que crier au soleil du solstice d'hiver est un moyen fiable de s'assurer qu'il surmonte sa répugnance et qu'il recommence à monter plus haut pour la prochaine partie de l'année. N'a pas encore échoué ! (Et ne serait pas nécessaire de répéter s'il n'y avait pas eu les hurleurs australiens, j'en suis sûr.) Je n'ai pas crié au soleil éclipsant la poignée de fois où j'ai vu cela se produire, mais j'ai vu à la télévision que d'autres l'ont fait pour moi (heureusement), tout comme je vous aiderai volontiers au milieu de l'hiver.) 162.158.158.253 17:44, 1er mars 2020 (UTC)
La blague semble être quelqu'un qui confond voir plus de comètes (qui existent déjà) avec croire que plus de comètes existent maintenant parce qu'ils peuvent les voir. 172.68.38.124 17:24, 2 mars 2020 (UTC)wigglebeans
La ligne "Ils sont trop bleus" doit être correctement expliquée.D'après Wikipédia, de nombreuses LED sont bleues et la lumière bleue affecte plus la pollution lumineuse que les couleurs plus chaudes, essentiellement pour les mêmes raisons que le ciel lui-même est bleu (la lumière bleue se disperse facilement par l'atmosphère). 172.68.244.234 14:18, 3 mars 2020 (UTC)
Ce n'est pas seulement la dissipation de la lumière bleue, qui rend les lumières pires que certains éclairages de rue traditionnels. Les LED "blanches" sont soit Rouge + Vert (/JauneVert) + Bleu (rendu possible depuis le développement d'une LED bleue suffisamment brillante pour rendre cela assez facile) qui, lorsque tous affichés passent par notre système visuel sous forme de blancheur à haute température, ou alors ils sont monochromatiques (peut-être bleus, peut-être UV) mais logés sur un phosphore (le ou les rubans souvent jaunes, plus gros que les éléments électroniques évidents, que l'on peut voir lors de l'examen d'une unité inactive). La méthode trichromatique (utile dans les lumières « accordables », qui peuvent être cyclées à travers les teintes) a des pointes de couleur vives, donc une certaine astronomie optique qui s'intéresse aux zones spectrales en dehors de ces bandes peut toujours être menée en filtrant la gêne. Le spectre étalé de la lumière phosphorée (lorsque vous ne vous souciez de rien d'autre que de la lumière blanche allumée ou éteinte) est plus un problème. De plus, les lampadaires à LED ont tendance à être perceptuellement (sinon réellement) plus lumineux que leurs versions pré-LED. Ils sont souvent faits pour briller vers le bas dans une empreinte plus petite (bien que cette concentration et ce contraste créent des zones sensiblement plus sombres entre les foyers lumineux de la rangée de lampes, d'après mon expérience) mais bien sûr le sol / etc. . Le mieux que vous puissiez dire, c'est qu'ils ne sont pas en fait principalement dirigés vers le haut et vers l'extérieur comme votre projecteur Batsignal/Luxor moyen, mais il me semble que tout soupçon de nuage au-dessus/à proximité d'une ville moderne est maintenant encore plus gênant quand il s'agit à la recherche d'étoiles qu'elle ne l'était lorsqu'elle ne précipitait qu'une lueur ambrée à travers laquelle un certain degré de piquage stellaire pouvait encore parfois être observé. 162.158.158.253 20:22, 4 mars 2020 (UTC)
La description indique que Megan est une animatrice de télévision, ce qui est clairement incorrect. Elle organise une réunion physique d'observateurs d'étoiles. Les animateurs de télévision n'ont pas leur public autour d'eux, ne peuvent pas distribuer d'arbalètes à leur public et ne peuvent pas accompagner physiquement leur public pour attaquer les sources de pollution lumineuse. Nulle part dans la bande dessinée cela ne suggère que nous assistons à une production télévisée. Megan ne soude pas un microphone. Autre chose : rien n'indique que Megan pense qu'il y aura plus de comètes s'il y a moins de pollution lumineuse, et les suggestions que la création de comètes est implicite, n'ont aucun sens. Ce qui est dit, et donc ce qui est probablement prévu, c'est seulement qu'on en verra plus, et c'est mauvais parce que les comètes sont des distractions gênantes qui ne sont pas des étoiles. 15:59, 2 juillet 2020 (UTC)
Quelqu'un va devoir revenir et réparer ça s'il en fait un 4ème dans 6 ans. 162.158.75.112 18:32, 18 septembre 2020 (UTC)
Existe-t-il une méthode optique pour visualiser les étoiles sans &ldquodiffraction&rdquo les faire paraître plus grandes ? - Astronomie
Réimprimé du magazine Research Review Automne/Hiver 1992
De tous les outils et instruments de la science, aucun n'est aussi grandiose ou durable que le télescope. En regardant le ciel, un télescope nous apporte des images du passé qui en disent long sur le présent et fournissent des indices sur l'avenir. Certains télescopes "voyent" les ondes radio, certains voient les rayons X et certains voient la chaleur dégagée par les objets célestes, mais les outils de base de l'astronomie moderne restent les télescopes optiques, ceux qui voient la lumière visible - le principal rayonnement des étoiles.
Au printemps dernier, la construction du plus grand télescope optique au monde, le télescope W. M. Keck, a été achevée sur l'île d'Hawaï. Avec un miroir collecteur de lumière mesurant 10 mètres (400 pouces) de diamètre, le télescope Keck doublera essentiellement la plage d'observation de n'importe quel télescope existant, permettant de voir des objets à plus de 10 milliards d'années-lumière (une année-lumière équivaut à environ 6 000 milliards de kilomètres).
Construit et exploité par la California Association for Research in Astronomy (CARA), un partenariat de l'Université de Californie (UC) et du California Institute of Technology (Caltech), le télescope Keck représente le premier grand changement dans la conception de télescopes optiques fondamentaux depuis le jours de Sir Isaac Newton. Cette percée de conception, qui a été reproduite dans un télescope jumeau de 10 mètres adjacent au premier, est née et nourrie au LBL.
En 1977, l'UC a formé un comité de cinq membres pour proposer un projet de télescope optique au sol dont le miroir réfléchissant serait le double de la taille du télescope Hale du mont Palomar, le géant de 5 mètres (200 pouces) qui avait été le plus grand télescope du pays depuis 1948. Le comité comprenait des représentants de chacun des campus de l'UC avec des programmes d'astronomie majeurs - Berkeley, Santa Cruz, Los Angeles et San Diego - ainsi qu'un expérimentateur de la division de physique de LBL, dont la formation et avait été en physique des particules, mais qui s'était impliqué dans l'étude des pulsars et des étoiles à neutrons. Cet astrophysicien était Jerry Nelson.
Initialement, lorsque le comité UC s'est réuni, l'idée était de concevoir essentiellement une version agrandie du télescope Hale, un télescope avec un miroir réfléchissant monolithique. Cette approche présentait un certain nombre de problèmes. Un miroir réfléchissant d'un diamètre de 10 mètres nécessiterait un système de support structurel extrêmement complexe pour l'empêcher de s'effondrer sous son propre poids énorme. De plus, plus la surface d'un miroir est grande, plus il doit être épais pour résister aux effets gravitationnels qui pourraient altérer sa forme.
À mesure que la taille gonfle, le coût du miroir devient exorbitant. On a estimé que le coût d'un télescope de 10 mètres, utilisant un seul miroir réfléchissant, pourrait dépasser le milliard de dollars. Tout le monde s'accordait à dire que les perspectives de financement d'un télescope d'un milliard de dollars étaient minces.
Au lieu d'un seul miroir réfléchissant gigantesque, Nelson a proposé de construire une surface réfléchissante parabolique ou en forme de bol à partir de nombreux segments de miroir minces. Il a fait valoir que si la technologie d'un miroir segmenté pouvait être maîtrisée, il n'y aurait pas de limite inhérente à la taille d'une surface réfléchissante.
A déclaré Nelson dans une interview à l'époque, "Le télescope Hale était très innovant pour son époque, mais en termes de progrès de l'état de l'art - ou du moins de pousser la technologie disponible à ses limites - il a été en baisse depuis pour l'optique télescopes. Il est temps de faire un pas en avant, et pas seulement d'apporter des améliorations à une ancienne conception.
Le comité UC a continué à favoriser l'approche du miroir monolithique, mais a été suffisamment intrigué pour inviter Nelson à développer son idée. Il passa les deux années suivantes à travailler au LBL avec un certain nombre de chercheurs, notamment le physicien Terry Mast et l'ingénieur George Gabor. En 1979, il a présenté au comité leur approche du miroir segmenté, qui a été choisie par rapport à plusieurs autres concepts.
Plus précisément, la conception sur laquelle Nelson et ses collègues ont opté pour une mosaïque de 36 segments de miroir hexagonaux disposés sous la forme d'un nid d'abeilles et maintenus en parfait alignement par un système de contrôle actif commandé par ordinateur. Chaque segment de miroir mesurerait 1,8 mètre de large, 7,5 centimètres (environ 3 pouces) d'épaisseur et pèserait environ une demi-tonne. Pris dans son ensemble, ce miroir réfléchissant segmenté devait avoir à peu près le même poids que le miroir du télescope Hale, même s'il serait quadruple en surface.
LE DESIGN UNIQUE EN MOSAQUE DU MIROIR PRIMAIRE KECK SE COMPOSE DE 36 SEGMENTS HEXAGONAUX. CES SEGMENTS SONT ALIGNÉS DEUX SECONDES AVEC UNE PRÉCISION DE QUATRE NANOMÈTRES - OU 1 000 FOIS PLUS FIN QU'UN CHEVEUX HUMAIN - FORMANT AINSI UN MORCEAU DE VERRE VIRTUELLEMENT CONTINU. Photo reproduite avec l'aimable autorisation de W.M. Observatoire de Keck
Nelson et ses collègues de LBL ont été confrontés à deux obstacles majeurs : concevoir un moyen de maintenir les 36 segments parfaitement alignés et trouver un moyen de polir les segments afin qu'ils fonctionnent ensemble comme une seule surface parabolique géante.
La surface du miroir réfléchissant de tout grand télescope est continuellement soumise à des contraintes dues à des facteurs tels que les changements de température atmosphérique, les vents changeants ou les changements de position du miroir lorsqu'il balaie le ciel. Nelson savait que de telles contraintes perturberaient facilement l'alignement des segments de miroir qu'il proposait, il était donc essentiel de développer un système capable de compenser ces contraintes.
Le système d'alignement finalement conçu par Nelson, Mast et Gabor se composait de 168 capteurs électroniques montés sur les bords des segments de miroir hexagonaux et de 108 mécanismes de réglage motorisés individuels, appelés "actionneurs de position", qui sont connectés à l'arrière des segments. à raison de trois actionneurs par segment. Les capteurs sur chaque segment comparent en permanence la différence de hauteur entre le segment et ses voisins. Si un segment se déplace par rapport à ses voisins ne serait-ce qu'un millionième de pouce - mille fois plus fin qu'un cheveu humain - cette information est instantanément transmise à un ordinateur. L'ordinateur collecte les données des 168 capteurs, calcule les ajustements nécessaires pour remettre tous les segments en alignement, puis dirige les actionneurs pour effectuer ces ajustements. Au moment où un lot de mouvements de correction est terminé, une nouvelle lecture a été effectuée et le processus recommence. L'alignement de l'ensemble du réseau de segments de miroir du Keck se produit deux fois par seconde.
En plus de ce système de support miroir "actif", une équipe de chercheurs du LBL a conçu un système de support "passif". Le support passif se compose d'un "disque flexible" fin en acier inoxydable fixé à l'arrière de chaque segment et de trois "arbres à sifflet" avec des bras articulés qui "flottent" le segment en 36 points uniformément répartis, comme s'il n'y avait pas de gravité. Travaillant en tandem, le disque flexible et les whiffletrees résistent aux mouvements latéraux mais permettent les mouvements de haut en bas et d'inclinaison nécessaires pour aligner les segments.
Nelson attribue une grande partie de la solution au problème du polissage des miroirs à Jacob Lubliner, professeur d'ingénierie à l'UC Berkeley. Adaptant une technique utilisée pour la première fois par le concepteur de télescopes allemand Bernhard Schmidt pour façonner un miroir combiné réflexion-réfraction dans un énorme appareil photo, Nelson, en collaboration avec Mast et Lubliner, a développé une technique appelée "polissage miroir sous contrainte".
Dans cette technique, des forces et des couples sont appliqués sélectivement aux bords d'une ébauche de miroir afin de déformer l'ébauche à un degré de distorsion souhaité. Une simple sphère est ensuite polie dans l'ébauche déformée, et les forces et les couples sont supprimés. Si les forces correctes ont été appliquées, la surface sphérique se détendra élastiquement dans la forme souhaitée.
A expliqué Nelson, "Le polissage d'un segment d'une courbe parabolique est pratiquement impossible, le segment miroir devrait avoir la forme d'une chips. Mais polir un segment de sphère est assez routinier.
Connaissant la forme finale de chaque segment de miroir qu'ils voulaient, il était simple pour Nelson et ses collègues de déterminer la quantité de distorsion dont ils avaient besoin. La résolution des équations régissant l'élasticité du matériau céramique vitreux qu'ils utilisaient comme ébauche de miroir a donné les forces nécessaires pour obtenir cette distorsion.
Une fois l'ébauche d'un miroir polie, elle pouvait être découpée en hexagone. Nelson et ses collègues ont appris plus tard que l'opération de découpe déformait légèrement le motif parabolique d'un miroir. Cependant, la fixation d'un harnais, composé de 30 ressorts à lames métalliques, à l'arrière du miroir pourrait imposer des forces sur le miroir qui le recourraient à la forme requise.
En 1984, une démonstration technique du système d'alignement et de contrôle a eu lieu au LBL en utilisant un segment de miroir pleine grandeur et un prototype de capteur et d'actionneur. La démonstration a prouvé que le système fonctionnait.
Au cours de cette période, il y avait également une intense activité sur la conception structurelle du télescope, dirigée par Steve Medwadowski de l'UC Berkeley, après un effort de conception préliminaire dirigé par Lubliner. Les techniques pour déplacer le télescope et détecter sa position ont été poursuivies par Jack Osborne de l'observatoire Lick de l'UC. Bob Weitzmann du Laboratoire des sciences spatiales de Berkeley a apporté des contributions fondamentales au système de support passif et à sa fixation à la structure du télescope. Après un examen approfondi de tous ces travaux, les astronomes du California Institute of Technology ont accepté de rejoindre UC dans le projet. La recherche de financement a commencé sérieusement.
Le donneur qui a été trouvé était le W.M. Fondation Keck de Los Angeles. Nommée en l'honneur de William M. Keck, le fondateur de la Superior Oil Company, cette fondation fait partie des plus grandes organisations caritatives du pays. Début janvier 1985, la fondation a annoncé qu'elle accorderait 70 millions de dollars à Caltech pour construire le télescope. Caltech et UC ont officiellement formé CARA. En vertu de l'accord, Caltech fournirait l'argent pour construire le télescope (environ 94,5 millions de dollars) et UC fournirait l'argent pour le faire fonctionner pendant environ 25 ans.
Le 12 septembre 1985, le sol a été jeté pour commencer la construction d'un cône de cendres au sommet d'un volcan inactif appelé Mauna Kea, largement reconnu comme le meilleur site sur la Terre pour un télescope. À une altitude de pieds 13 796, le pic du Mauna Kea est au-dessus de 40 pour cent de l'atmosphère. L'air raréfié là-haut est sec, généralement sans nuages, et loin des produits chimiques polluants et des lumières urbaines qui gênent les autres observatoires. Le Mauna Kea est également entouré d'une couverture thermique, l'océan Pacifique, qui réduit considérablement les turbulences de l'air pouvant perturber les observations en lumière visible.
Lorsque la construction du télescope Keck par CARA a commencé, Nelson a été nommé scientifique du projet. Nommé chef de projet, Jerry Smith du Jet Propulsion Laboratory, qui avait précédemment géré la construction de l'installation de télescope infrarouge de la NASA sur le Mauna Kea et qui a également supervisé l'effort de collaboration internationale pour développer le satellite astronomique infrarouge.
La Division Ingénierie de LBL a continué à jouer un rôle essentiel dans le projet. Andy DuBois de l'ingénierie a repris les fonctions de chef de projet pour LBL. Dick Jared a été chargé des travaux sur le système de soutien actif et Bob Fulton a été nommé pour diriger les travaux sur le système de soutien passif. Steve Lundgren et Bob Minor ont également joué des rôles de premier plan. (Jared et Minor dirigeront les contributions de LBL à la construction du télescope jumeau, appelé Keck II. LBL recevra quelque 750 000 $ au cours des quatre prochaines années pour jouer un rôle de conseil dans la fabrication du système de support actif Keck II. )
À l'été 1987, les travaux préparatoires du télescope Keck étaient terminés, les fondations en béton avaient été coulées et la construction du dôme avait commencé. L'expérience a appris aux astronomes que même de petites sources de chaleur à l'intérieur d'un dôme peuvent déformer ou sérieusement dégrader les images capturées par le miroir primaire d'un télescope. Par conséquent, CARA s'est donné beaucoup de mal pour retirer du dôme du Keck toutes les sources de chaleur. Les murs intérieurs du dôme sont isolés et recouverts d'une peinture choisie pour des propriétés thermiques qui minimisent le chauffage interne pendant la journée. Pendant la journée, l'intérieur est climatisé et d'énormes ventilateurs peuvent remplacer tout l'air à l'intérieur du dôme toutes les cinq minutes si nécessaire. Cela maintient les températures intérieures et extérieures presque identiques et garantit que la qualité de l'image du miroir n'est limitée que par les propriétés naturelles de l'atmosphère. La conception thermique du dôme a été étudiée et optimisée par Bill Carroll de la division Énergie et Environnement de LBL.
Des économies significatives en coûts de construction et en matériaux ont été réalisées car le dôme de Keck pouvait être considérablement plus petit que le dôme du télescope Hale. La taille compacte du dôme - il mesure 30 mètres de haut et 36 mètres de large - a été possible en raison de la focale extrêmement courte du miroir segmenté du Keck et parce que le Keck utilise ce qu'on appelle un montage alt-azimut plutôt qu'un montage conventionnel et considérablement plus volumineux montage équatorial.
Pendant que le dôme était érigé, la structure tubulaire du Keck était assemblée en Espagne et testée pour la flexion. Cette structure de huit étages a été conçue pour offrir une résistance et une rigidité maximales avec une quantité minimale d'acier. Grâce à sa conception unique et au fait que les segments de miroir sont beaucoup plus minces qu'un miroir monolithique de 10 mètres ne devrait l'être, le poids total du télescope Keck est de 298 tonnes, soit environ la moitié de celui du télescope Hale.
En 1989, les ouvriers ont commencé à installer la structure en tube d'acier du télescope Keck à l'intérieur du dôme. La cellule de miroir du cadre spatial qui contient le miroir, qui se compose de plus de 1100 pièces de travail individuelles, a été ajoutée ensuite et le 12 octobre 1990, le premier segment de miroir a été mis en place. Deux mois plus tard, le 4 décembre, avec neuf de ses segments de miroir en place, le télescope a capturé sa première lumière.
Les scientifiques de CARA ont publié une photo spectaculaire de NGC 1232, une galaxie en forme de moulinet à quelque 65 millions d'années-lumière. Même avec seulement un quart de son miroir primaire installé, le télescope Keck correspondait déjà à la puissance de collecte de lumière du télescope Hale.
A déclaré un Nelson exubérant lors de la conférence de presse au cours de laquelle la photo a été publiée, "Nous sautons de haut en bas sur la netteté de l'image."
Lors de la même conférence, le directeur de l'observatoire Lick, Robert Kraft, a déclaré : " L'image est assez spectaculaire. À ce stade du jeu, je ne connais aucun télescope des temps modernes qui ait fonctionné correctement dès le départ comme celui-ci.
Le W.M. L'observatoire de Keck a été officiellement inauguré le 7 novembre 1991, avec une cérémonie qui comprenait, en plus des discours habituels, un chantre et un prêtre qui ont offert les bénédictions traditionnelles hawaïennes du télescope et des personnes qui travailleront avec, et une bénédiction traditionnelle hawaïenne au sol. du site du Keck II. Le 14 avril 1992, le dernier segment du miroir a été abaissé dans la cellule et le télescope était terminé.
"Je suis extatique", était le commentaire officiel de Nelson.
Les nouveaux télescopes nécessitent généralement un an ou plus de temps d'adaptation pour devenir pleinement opérationnels. Au cours de cette année, Nelson, en collaboration avec Smith et d'autres membres de CARA, testera le télescope et affinera son optique pour obtenir les meilleures images possibles.
L'un des tests clés qui a déjà été réussi était de savoir si les harnais de déformation fonctionneraient ou non comme ils étaient censés le faire et corrigeraient la forme de chaque segment de miroir à un millionième de pouce près.
"Avec ces corrections, nous espérons obtenir une résolution de 1/2 seconde d'arc (les astronomes mesurent la résolution en angles, une seconde d'arc équivaut à 1/3600e de degré) ou mieux lorsque l'atmosphère est calme", a déclaré Nelson. "Cela équivaut à peu près à pouvoir distinguer les phares d'une voiture comme deux objets distincts à une distance de 500 miles, et c'est environ deux fois plus que les premières images de Keck."
Pour capturer ses images, le Keck utilisera soit un foyer Cassegrain, soit un foyer Nasmyth. Dans le foyer Cassegrain, la lumière d'un objet observé sera recueillie par la mosaïque de segments de miroir et réfléchie vers le point focal principal. Avant d'atteindre le point focal principal, cependant, la lumière sera à nouveau réfléchie par un petit miroir secondaire convexe, maintenu dans un cadre en acier à environ 15 mètres au-dessus du miroir primaire, à travers une ouverture au centre du miroir primaire. Dans le foyer de Nasmyth, un miroir tertiaire oblong est positionné dans cette ouverture et il réfléchit la lumière du miroir secondaire vers les foyers situés de part et d'autre du télescope.
Il y a deux miroirs secondaires qui peuvent être utilisés sur le télescope Keck - un pour les études optiques et un pour les études infrarouges. L'un des premiers télescopes conçus à la fois pour la lumière visible et l'observation infrarouge, les capacités infrarouges du Keck devraient être de loin supérieures à celles de tout autre télescope actuellement en service. Il effectuera des mesures infrarouges 40 fois plus rapides, ce qui signifie qu'il pourra voir des sources de rayonnement beaucoup plus faibles et produira des photos infrarouges trois fois plus nettes que n'importe quel télescope auparavant.
L'air sec au-dessus du Mauna Kea renforce encore les capacités infrarouges du télescope Keck. Ces capacités permettront au télescope Keck de pénétrer dans des zones de l'espace trop obscurcies par la poussière et le gaz pour des observations claires et en lumière visible. La vision infrarouge est particulièrement utile pour trouver des protoétoiles - des étoiles encore en cours de formation - qui émettent beaucoup de chaleur mais sont enveloppées dans un cocon opaque d'étoiles qui les fait apparaître comme des taches sur un télescope optique.
Que le télescope fonctionne comme un instrument optique ou infrarouge, il y aura rarement un astronome regardant à travers un oculaire les images du Keck. Au lieu de cela, les images seront enregistrées par des caméras contrôlées par ordinateur. C'est parce que, à l'œil humain, un objet sombre apparaîtra sombre, peu importe combien de temps il est regardé, alors qu'un film photographique, ou d'autres types de détecteurs, exposés à une lumière faible pendant assez longtemps produiront une image lumineuse. L'endroit où le télescope regarde sera également contrôlé par ordinateur. Une ligne téléphonique reliée à l'ordinateur permet d'appeler les instructions de pointage du télescope.
Les astronomes de l'UC et de Caltech se verront chacun allouer 45% du temps d'observation du télescope, et les astronomes de l'Université d'Hawaï obtiendront le temps restant. Un certain temps de chaque groupe, cependant, sera accordé aux astronomes d'autres institutions. Une idée qui sera testée est que les astronomes envoient leurs demandes d'observations à un personnel permanent de l'observatoire, qui collectera les données et les renverra aux demandeurs. Peter Gillingham, l'ancien responsable de l'observatoire anglo-australien en Nouvelle-Galles du Sud, a récemment été nommé premier directeur des opérations de l'observatoire W. M. Keck.
Avec son gigantesque miroir primaire et ses miroirs secondaires optiques et infrarouges, le télescope Keck sera une machine à remonter le temps, permettant aux astronomes d'observer l'histoire de notre univers au fur et à mesure de son évolution. Tous les télescopes optiques remontent le temps, voyant un objet tel qu'il apparaissait lorsque sa lumière ou sa lumière réfléchie est apparue, tout comme lorsque nous regardons quelqu'un de l'autre côté d'une pièce, nous le voyons réellement tel qu'il avait l'air d'un cent millionième d'un il y a une seconde. A de si courtes distances, ce laps de temps est bien sûr insignifiant, mais il devient très significatif lorsqu'on regarde les étoiles.
Par exemple, à quelque 10 milliards d'années-lumière de la Terre se trouvent des objets quasi-stellaires ou "quasars", les objets les plus lumineux de l'univers, émettant des centaines de fois l'énergie de l'ensemble de la Voie lactée. De nombreux astronomes pensent que les quasars sont les noyaux brillants des galaxies comme ils l'étaient au début de la création. En offrant des vues sans précédent des quasars, le télescope Keck montrera aux astronomes comment l'univers est apparu au début du temps, peu de temps après le Big Bang qui, selon la plupart des scientifiques, a déclenché la transformation du rayonnement en matière.
Le télescope Keck fournira également un aperçu du passé, du présent et de l'avenir des étoiles, y compris notre propre soleil, grâce à des analyses spectrales détaillées d'étoiles chaudes, jeunes, bleues, jaunes d'âge moyen, de géantes rouges anciennes et mourantes, et de la finale l'agonie des naines blanches. Dans une telle analyse, un prisme est utilisé pour décomposer la lumière blanche ordinaire d'une étoile en un spectre dont l'arc-en-ciel de couleurs sera barré de lignes étroites sombres ou lumineuses. Ces raies sont les signatures spectrales d'un atome ou d'une molécule particulière, et à partir d'elles, les astronomes peuvent déterminer la composition chimique d'une étoile, sa distance de la Terre, son âge, sa température de surface et sa gravité, comment elle se déplace dans l'espace, et même si oui ou non il tourne. Une telle analyse spectrale nécessite de collecter un grand nombre de photons, et pour cela il n'y en aura pas de plus fin que le télescope Keck avec son ouverture brute.
L'ouverture brute du télescope Keck sera également mise à contribution pour l'une des plus grandes recherches de toute l'astronomie, la recherche d'étoiles dotées de systèmes planétaires comme celui de notre soleil. En 1996, lorsque le Keck II devrait être achevé, les télescopes jumeaux fonctionneront comme un interféromètre. L'interférométrie est une technique par laquelle la lumière des miroirs primaires de deux ou plusieurs télescopes est convergée pour former une seule image. Cela double non seulement, voire plus, la puissance de collecte de lumière, mais améliore considérablement la résolution, d'une demi-seconde d'arc, qui est considérée comme la limite des meilleurs télescopes aujourd'hui, à seulement quelques millièmes de seconde d'arc. Fonctionnant comme un interféromètre, le Keck et le Keck II devraient avoir une résolution suffisante pour rechercher des planètes de la taille de Jupiter autour des 100 étoiles les plus proches.
Avant le début de la construction du télescope Keck, on a demandé à Nelson quelles réponses aux questions cosmologiques qu'il pensait que son idée apporterait. En réponse, il pensa qu'il pourrait être encore plus excitant de réfléchir aux questions que le Keck pourrait soulever : "Avec ce télescope, nous pourrions voir quelque chose de complètement inattendu là-bas, et c'est la vraie raison pour laquelle vous construisez un télescope - pour voir les choses vous n'avez pas prévu."
Les sentiments de Nelson faisaient écho à ceux de Galilée qui, en décrivant les vues merveilleuses qu'il avait vues avec son télescope, a déclaré : "J'ai découvert dans les cieux beaucoup de choses qui n'avaient pas été vues avant notre âge."
Encadré : L'évolution du télescope
Le télescope a été inventé en 1608 par un opticien hollandais nommé Hans Lippershey. Il a été introduit à l'astronomie en 1609 par le grand scientifique italien Galileo Galilei, qui est devenu le premier homme à voir les cratères de la lune, et qui a ensuite découvert les taches solaires, les quatre grandes lunes de Jupiter et les anneaux de Saturne. Le télescope de Galilée était similaire à une paire de jumelles d'opéra en ce sens qu'il utilisait un arrangement de lentilles en verre pour agrandir les objets. Cet arrangement fournissait un grossissement limité - jusqu'à 30 fois pour Galileo - et un champ de vision étroit Galilée ne pouvait pas voir plus d'un quart de la face de la lune sans repositionner son télescope.
En 1704, Newton a annoncé un nouveau concept de conception de télescope selon lequel au lieu de lentilles en verre, un miroir incurvé était utilisé pour recueillir la lumière et la refléter vers un point focal. Ce miroir réfléchissant agit comme un seau collecteur de lumière : plus le seau est grand, plus il peut collecter de lumière. Le télescope à réflecteur conçu par Newton a ouvert la porte à des objets grossissants des millions de fois, bien au-delà de ce qui pourrait jamais être obtenu avec une lentille.
Au cours des deux siècles suivants, des modifications ont été apportées à la méthode de mise au point, mais le principe fondamental de Newton consistant à utiliser un seul miroir incurvé pour recueillir la lumière est resté le même. Le changement majeur qui a eu lieu a été la croissance de la taille du miroir réfléchissant, du miroir de 6 pouces utilisé par Newton au miroir de 6 mètres (236 pouces de diamètre) de l'Observatoire spécial d'astrophysique en Russie, qui a ouvert ses portes en 1974. .
L'idée d'un miroir segmenté remontait au 19ème siècle, mais les expériences avec lui avaient été rares et petites, et de nombreux astronomes doutaient de sa viabilité. Il restait au télescope Keck à faire avancer la technologie et à concrétiser cette conception innovante.
David-tyler.com
Je me demande combien il y a de jumelles dans les ménages où elles sont peu utilisées, car la famille ne sait pas vraiment s'en servir ? Dommage car il y a un monde souvent merveilleux caché de l'autre côté des jumelles. Que ce soit la faune ou les étoiles dans le ciel.
La plupart des jumelles ont des chiffres dessus comme 8 x 40 par exemple. Le 8 x signifie que la scène que vous verrez est 8 fois plus grande que la vue à l'œil nu, ou que vous êtes en fait porté 8 fois plus près de cette scène, mais toujours avec la perspective vue depuis votre position d'observation. Le deuxième chiffre est simplement le diamètre de la lentille principale en millimètres.
90% des jumelles ont une molette centrale qui focalise les deux oculaires en fonction de l'utilisateur et de la distance de l'objet que vous souhaitez voir de près. De plus, l'oculaire droit est généralement capable d'être davantage focalisé par lui-même, ceci afin de s'adapter à toutes les différences que l'utilisateur peut avoir dans la prescription de correction qu'il a pour chaque œil. Fermez votre œil droit et concentrez les jumelles avec la roue centrale pour votre œil gauche, ouvrez maintenant l'œil droit et tournez lentement l'oculaire droit d'avant en arrière pour obtenir la meilleure vue pour votre œil droit. Utilisez maintenant uniquement la molette centrale pour effectuer la mise au point avec les deux yeux ouverts. Vous devrez peut-être le faire plusieurs fois pour obtenir le meilleur réglage pour le bon oculaire. Vous constaterez que les objets proches comme les oiseaux sur votre mangeoire à oiseaux auront besoin d'une position de mise au point de la roue centrale différente de celle des objets à une plus longue distance. La mise au point devient un peu plus critique à courte distance.
Types de jumelles
Il existe généralement deux types de jumelles, le type à prisme en toit et le type à prisme de Porro. Le type à toit ressemble à une paire de télescopes droits attachés côte à côte, et le type à prisme porro a cet aspect coudé familier.
Comme les prismes en toit sont plus difficiles à réaliser, ils sont donc plus chers que le porro. Elles sont souvent fabriquées avec des prismes plus petits et avec un champ de vision plus petit que les jumelles à prismes porro de prix similaire.
Je suggère que vous pourriez bien obtenir les mêmes performances avec des porros qui coûtent la moitié du prix du prisme en toit, mais les poro’s sont bien sûr plus volumineux et lourds.
J'ai des jumelles russes Foton 5 x 25 avec prismes en toit et elles sont ravissantes. Bizarrement les lentilles des objectifs mesurent 30 mm de diamètre et la pupille de sortie est de 5 mm. L'optique a tous les attributs d'une jumelle de très haute qualité
2. Champ de vision réel et champ de vision apparent
Certains fabricants impriment le champ de vision réel en degrés sur les jumelles, et certains impriment la largeur du champ de vision réel en pieds à une distance de 1000 mètres. Certains l'impriment en mètres à 1000 mètres. Si vous ressentez le désir de convertir des pieds à 1000 mètres en degrés, divisez simplement le nombre de pieds par 52,5. Si vous voulez convertir les unités métriques, divisez le champ en mètres par 17 pour donner des degrés. Cette méthode simple est une approximation très proche et fonctionne bien pour l'angle faible impliqué.
Les jumelles peuvent avoir des oculaires de conceptions assez différentes, certains offrant un champ de vision plus large que d'autres pour le même grossissement.
Lorsque vous regardez dans l'oculaire, vous verrez que le champ de vision est limité à une image circulaire comme si vous regardiez à travers un trou dans une rondelle. Eh bien, en effet, c'est exactement ce que vous faites et cela s'appelle l'arrêt de champ et cela fait partie de l'oculaire. Lorsque les jumelles sont correctement focalisées, l'image formée par le verre de l'objet tombe sur le même plan que le diaphragme de champ et est ensuite examinée par vous à travers les lentilles de l'oculaire. Le diamètre angulaire de l'arrêt de champ, tel qu'il apparaît à l'œil du spectateur, est appelé champ de vision apparent de l'oculaire et peut varier de 50 à 70 degrés et plus. Le champ réel est le champ apparent divisé par le grossissement. Les jumelles sont souvent décrites à grand champ et à champ extra large. Je dirais que ceux avec des oculaires avec des champs apparents de 70 degrés ou plus sont « à champ extra large », et ceux avec un champ apparent de 60 sont à champ large. Le champ réel observable étant le champ apparent divisé par le facteur de grossissement, on peut voir que plus la puissance est faible, plus le champ réel sera large. Par exemple, une jumelle de puissance 6x aura deux fois le champ d'une jumelle 12x, à condition qu'elles aient toutes les deux le même type d'oculaire, avec le même champ de vision apparent et la même distance focale.
Parce que leurs objectifs sont plus espacés, les jumelles à prisme de Porro de configuration normale donnent une meilleure stéréoscopie que les jumelles à prisme en toit. C'est bien et souhaitable de, disons, 50 pieds à l'infini, mais vous pouvez le trouver un peu trop à 12 pieds environ.
3. Résolution. Vous pouvez lire que la résolution maximale théorique d'un verre d'objet de télescope dépend purement de son ouverture. En pratique, les détails les plus fins que vous pouvez voir dépendent non seulement de l'ouverture, mais aussi du grossissement que vous utilisez, du contraste de l'image et des conditions de vision. Un objectif de 50 mm ne montrera jamais ses capacités de pleine résolution au faible grossissement des jumelles typiques. Si l'optique 50mm est très bonne, elle sera capable de supporter un grossissement d'observation d'environ 66x avec une pupille de sortie de 0.75mm. Pour moi, ce grossissement est à peu près la limite pour un objectif 50 mm f15. Je vois toutes sortes de débris dans mon œil lorsque j'utilise une pupille de sortie d'un demi-millimètre. En un mot, les jumelles fonctionnent à un grossissement bien inférieur à leur résolution. Les fabricants de télescopes amateurs qui polissent et fabriquent leurs propres miroirs de télescope s'efforcent d'obtenir une précision de surface d'un dixième d'onde lumineuse. Le télescope donnera alors, à son grossissement optimal, une résolution qui n'est limitée que par son ouverture et la nature ondulatoire de la lumière elle-même. Et les conditions de vision bien sûr.
4. Netteté de l'image.
La netteté de la vue, tant que les lentilles de l'objectif et des oculaires sont de bonne conception et figure, elle dépend alors de la précision des surfaces de verre et de la qualité du polissage de toutes les surfaces du train optique. Chaque fois que la lumière entrant dans une jumelle traverse ou est réfractée par l'une des surfaces optiques, les informations d'image qu'elle transporte sont dégradées par tout écart par rapport à la perfection de ces surfaces. Il s'agit bien sûr d'une erreur cumulative, tout comme toute perte de lumière par réflexion sur ces surfaces. Je suppose ici maintenant, mais je pense qu'un travail intelligent a été fait par les concepteurs et les fabricants d'optiques binoculaires, selon lequel le chiffre de précision des surfaces optiques est contrôlé de manière à ce qu'aux faibles grossissements utilisés, la netteté perçue par le l'utilisateur sera optimal. Plus le grossissement est élevé, meilleures seront les surfaces optiques pour toujours donner au spectateur une netteté d'image, limitée uniquement par la qualité des yeux de l'utilisateur. Bien que nette, la vue peut manquer de contraste et être gâchée par la contamination de l'optique à l'intérieur de l'instrument et un contrôle moins que parfait de la lumière vive hors axe.
5. Profondeur de champ
En comparant deux jumelles, une 7 x 30 et une 7 x 50, la profondeur de champ "au point" sera probablement plus grande dans les jumelles avec des lunettes plus petites. Le mécanisme ici est à peu près le même que la comparaison de la profondeur de champ lorsque l'appareil photo est réglé sur f 8 et f 4, où le réglage est f8, plus la vue semble être nette. Cependant, lors de l'observation avec les yeux par opposition à une puce d'appareil photo, nous avons la possibilité d'appliquer le mécanisme de mise au point de notre œil à la scène des jumelles, donnant ainsi une plus grande profondeur de champ perçue. Il faut aussi considérer le diamètre variable de notre pupille par rapport au diamètre fixe de la pupille de sortie des jumelles. Si la vue est ensoleillée, notre pupille peut bien faire la moitié du diamètre d'une pupille de sortie de 7 mm de 7 & 21550. Cela "fermera" efficacement les ouvertures des jumelles, ce qui augmentera la profondeur de champ. Un grossissement plus faible augmentera également la profondeur de champ.
Par une journée ensoleillée, mon 7吮 Fujinon semble se concentrer de l'infini à environ 100 pieds. Ce n'est qu'en se concentrant de plus près que la profondeur de champ réduite commence à devenir perceptible. À environ 20 pieds ou moins, il faut vraiment avoir un doigt sur la molette de mise au point tout le temps pour suivre le mouvement des oiseaux autour des mangeoires.
6. Sortez les élèves
La pupille de sortie est ce petit disque de lumière que vous voyez flotter près de l'oculaire, lorsque vous tenez les bacs à environ 30 cm de vos yeux. Son diamètre est le diamètre des grandes lentilles divisé par le grossissement. Il transporte toutes les informations de l'image à travers votre pupille jusqu'à votre rétine.
Nous lisons souvent comment notre propre pupille limite la luminosité de la vue que nous obtenons à travers des jumelles, il est souligné que lorsque la pupille de sortie des jumelles est plus grande que la pupille, une partie de la lumière du verre de l'objet sera gaspillée. C'est vrai, mais ce n'est pas toute l'histoire d'utilisation. Lorsque la pupille de sortie est plus grande que la pupille oculaire, il est plus facile de régler la distance interpupillaire (la distance entre nos yeux) pour qu'elle corresponde à celle de nos yeux, plus, et un gros plus, il est plus facile de garder notre œil pupilles entièrement éclairées sans gradation gênante, en particulier à bord d'un véhicule en mouvement. Considérez le scénario où votre pupille est la même que la pupille de sortie des jumelles. La probabilité que vous obteniez une correspondance de position parfaite est minime.
7. Effets de collimation
Les jumelles ont trois axes, les deux axes optiques et l'axe charnière. Idéalement, les trois devraient être parallèles. En utilisation à la lumière du jour et avec les axes optiques mal réglés, on peut ressentir une mauvaise traction sur les yeux lorsque le cerveau essaie de faire pivoter chacun de nos globes oculaires pour rassembler les images de chaque moitié des jumelles.
En regardant la lune dans un ciel sombre, il est plus facile d'observer les effets d'une mauvaise collimation. La lune apparaîtra sous la forme de deux images superposées. Ceux-ci peuvent sembler dériver ensemble si l'erreur est légère, avec seulement une petite traction ressentie dans les yeux. Lorsque l'on détend les yeux et que l'on regarde une cible à 100M, l'axe optique de chaque œil est presque parallèle, mais quand on lit un livre à une distance d'environ un pied, on louche un peu. Nous ne trouvons pas cela difficile car c'est tout à fait naturel.
Nous ne pouvons tolérer les erreurs de collimation qui nous demandent de faire le contraire.
7. Collimation de bricolage
Si l'axe de charnière est fidèle aux deux axes optiques, lorsque nous modifions la distance interpupillaire de 60 mm à 70 mm, pour convenir à une autre personne, nous faisons en fait légèrement pivoter les deux télescopes, mais dans ce cas, cela ne changera pas la collimation.
Il est possible avec les bons outils de corriger les erreurs de collimation à un niveau acceptable où nous ne ressentirons pas cette traction désagréable sur nos globes oculaires alors qu'ils essaient de se désaligner de leur position normale,
Si vous avez de la chance, après avoir dévissé la lunette en verre de l'objet, vous aurez facilement accès à une bague à deux fentes qui serre la cellule de l'objectif. Cette cellule, qui abrite la lentille, a une périphérie excentrée. Cette cellule excentrique a souvent un ou deux trous sur son bord, cela vous permet de faire pivoter la cellule de l'objectif par rapport au corps binoculaire et, par essais et erreurs, de la placer dans une position qui vous offre une vision confortable sans fatigue oculaire.
Pour ce faire, je dois d'abord régler mes jumelles à ma distance interpupillaire (cela définit la charnière à l'angle auquel j'utiliserai les jumelles), puis reposez-les et maintenez-les sur le trépied de mon appareil photo, afin que je puisse regarder à travers chaque oculaire à tour de rôle avec mon œil droit sans déranger les jumelles. Mon objectif est de visualiser une antenne TV distante et de positionner les jumelles de manière à pouvoir voir l'antenne au centre du champ de vision. Je bouge ensuite la tête pour voir à travers l'autre oculaire.
La tâche consiste à faire pivoter les cellules de lentille individuelles de sorte que l'objet distant apparaisse au centre du champ de vision dans les deux oculaires. Cela devrait vous donner une vue détendue sur un objet distant. Lorsque vous éloignez les jumelles de vos yeux, elles devraient toujours se sentir détendus et ne pas avoir à trop se réadapter à la vue à l'œil nu. Assurez-vous que la cellule ne tourne pas hors de la position choisie lorsque vous serrez doucement la bague de serrage. Je n'ai jamais essayé de trouver les vis de réglage du prisme sous la peau finie de mes jumelles.
Après avoir aligné les deux axes optiques, toute erreur résiduelle liée à l'axe de la charnière, c'est-à-dire lors du changement de la distance interpupillaire de 5 mm, est très probablement faible et peu perceptible à l'utilisation. Un banc optique de collimation spécial tel qu'utilisé dans l'industrie pour les jumelles de collimation, sera capable d'examiner et de quantifier ces erreurs.
8. Utiliser réellement les jumelles
Si vous essayez de regarder directement les bords du champ de vision, en faisant pivoter vos yeux dans leurs orbites, ils peuvent éloigner la pupille de sortie en introduisant des taches sombres. Si toutefois vous observez avec un 7 x 50, vous disposez au moins d'un peu d'espace pour déplacer votre pupille de 3 à 4 mm typiquement diurne, dans la pupille de sortie de 7 mm des jumelles. J'imagine que parler de netteté observable bord à bord est un peu un mythe car vous ne pouvez pas vraiment le regarder avec vos cellules coniques à moins que vous ne passiez la tête à travers les oculaires. Qui fait ça en observant ?
Nous déplaçons instinctivement les jumelles pour amener la cible principale au milieu de la vue. Si nous plaçons nos yeux sur le centre du champ de vision, nous laissons ou la vision périphérique faire ce qu'elle est le mieux, c'est-à-dire repérer les mouvements et détecter les objets sombres. La clarté des bords des jumelles n'est généralement pas trop importante car la définition de notre vision périphérique est très mauvaise. Nous sommes cependant très critiques de la définition au centre.
Si vous avez de bonnes poubelles, essayez de porter vos spécifications, surtout si vous souffrez d'astigmatisme, comme moi.
À des grossissements supérieurs à environ 8x, à moins que les jumelles ne soient montées sur un trépied, ou avec les bras au repos ou que l'image des jumelles soit stabilisée, nous n'allons qu'entrevoir les détails fins que l'instrument est capable de fournir.
Si vous êtes debout et que vous tenez vos jumelles à la main, je doute que vous voyiez beaucoup plus qu'un aperçu alléchant de détails plus fins à 12x qu'à 6 ou 7x. La plus petite aide utilisée pour stabiliser la prise révélera des détails plus fins lors de l'utilisation de grossissements plus élevés.
Une autre caractéristique importante à maîtriser est ce qu'on appelle "soulagement des yeux. " Non, ce ne sont pas deux disques de concombre, c'est la distance entre votre pupille et le verre de l'oculaire, lorsque vous regardez. Si vous portez des lunettes tout le temps, cela est très important pour vous, car vous avez besoin d'un dégagement oculaire d'environ 17 mm, pour accueillir la majeure partie du verre de lunettes entre vous et l'oculaire binoculaire. Vérifiez cette distance sur la liste des spécifications de toutes les jumelles que vous avez l'intention d'acheter.
Observation des oiseaux jumelles
L'expression « chevaux pour les cours » est particulièrement appropriée lors du choix de jumelles pour l'observation des oiseaux. L'habitat et les circonstances dans lesquelles vous effectuez généralement vos observations peuvent influencer dans une certaine mesure le choix de la spécification des jumelles, mais gardez à l'esprit qu'il y a évidemment de la place pour beaucoup de chevauchement ici. En réalité, n'importe quelle jumelle peut être utilisée dans n'importe quel habitat pour observer n'importe quel oiseau, mais un choix éclairé améliorera l'expérience.
Voici quelques-unes des spécifications binoculaires les plus couramment disponibles avec un guide suggéré quant à leurs applications d'observation des oiseaux :
7吮, utilisant un grossissement inférieur avec sa pupille de sortie de 7 mm, le 7 x 50 offre une stabilité d'image accrue lorsqu'il est utilisé à bord d'un bateau d'observation des oiseaux marins.
Dans des conditions de quasi-obscurité où sa propre pupille s'élargit pour tirer parti de la grande pupille de sortie 7 x 50 s, cela améliorera la visualisation des espèces crépusculaires telles que les hiboux ou les engoulevents.
8 & 21532, sont de petits bacs à manipulation rapide, bons pour l'observation générale et idéaux dans les habitats clos tels que les bois où l'acquisition rapide de la cible est essentielle. Ce type peut souvent se concentrer jusqu'à env. 6 pieds et est également idéal pour observer les papillons.
8 & 21540, même grossissement mais l'objectif plus grand donne un peu plus de lumière pour les situations plus sombres. Tant que votre pupille est assez grande pour en profiter.
10吮 le grossissement supplémentaire avec éventuellement un champ de vision réduit peut rendre difficile la localisation rapide des cibles dans les habitats clos. Cependant, ils prennent tout leur sens lorsqu'ils sont utilisés pour une visualisation à plus longue distance sur des habitats ouverts tels que des terres agricoles, des réservoirs et des estuaires.
Vérifiez toujours le champ de vision et la mise au point la plus proche avant de faire l'achat, car cela peut être assez variable d'un type à l'autre et d'un modèle à l'autre.
Un mot d'AVERTISSEMENT ici : En suivant le vol d'oiseaux en pleine campagne, il est très facile de ne pas s'en apercevoir qu'ils volent entre vous et le soleil. Si vous obtenez même la vue la plus brève du soleil à travers des jumelles, cela pourrait entraîner une cécité permanente. Essayez toujours de garder le soleil dans votre dos. C'est quand même mieux pour regarder.
Jumelles pour l'astronomie
N'importe quelle jumelle améliorera votre vue sur le ciel nocturne. Si vous pouvez les maintenir suffisamment stables, vous pouvez voir les 4 lunes brillantes de Jupiter avec un 10 x 50. Vous pouvez même les voir changer de position de nuit en nuit, ou peut-être d'heure en heure si un alignement aléatoire vous donne un point de référence. Téléchargez le logiciel gratuit "Winjupos", et en cliquant sur programme/corps céleste/Jupiter/outils/éphémérides, mettez votre date, l'heure universelle (ut) de votre observation et localisation, puis cliquez sur Graphique, et vous verrez les lunes comme vous les a vus plus leurs noms.
10 x 50 est une bonne jumelle polyvalente, lorsque vous souhaitez inclure l'astronomie.
En s'agrandissant à l'aide d'un trépied, la vue sur les Pléiades à travers un 20 x 80 vous épatera.
La vue binoculaire, par opposition à une vue télescopique, fera croire à votre cerveau qu'il regarde en 3D. C'est une illusion bien sûr, mais vous essayez de dire à votre cerveau qu'il ne vous croira jamais. Si vous avez bien choisi vos jumelles 20 x 80 auront un champ de vision de 3,5 degrés, l'ensemble de la galaxie d'Andromède s'y adaptera parfaitement. Sortez la chaise longue, enveloppez-vous au chaud et profitez-en.
Les jumelles à prisme de porro Swift.
J'ai constitué une petite collection de cette marque. Ils sont à un prix très raisonnable sur e-bay et très vénérés, avec une durée de vie de plus de 60 ans. Ce sont de très beaux morceaux d'ingénierie mécanique et optique et sont construits pour durer.
1. 8 x 30 Swift Apollo le premier et un MK2. Le premier exemple est vraiment un petit bijou. Le Mk2 a un champ de vision légèrement plus large de 8,5 degrés mais cet extra n'est pas vraiment perceptible à l'utilisation. Poids 1lb 8ozs.
2. Modèle 8x40 Swift Grand Prix1980. C'est un autre bijou, et tout petit pour un 8 x 40, un régal à utiliser. Poids 1 lb 8 oz et un champ de vision de 7,5 degrés bien qu'il semble plus petit, mais la vue est excellente.
3. 8 x 40 Swift Saratoga Mk2 Il s'agit d'un gars costaud, une vraie corbeille musculaire, de grands oculaires, de gros prismes, de grandes épaules et un grand champ de vision de 9,3 degrés. Il donne une vue très « immersive » claire, nette et lumineuse. Poids 2lbs 2ozs.
4. 10 x 50 Swift Newport (Mk1) millésime 1967. Il s'agit d'une très belle jumelle lourde, pesant 2 lb 10 oz. Très semblable au Saratoga en taille mais plus long avec ses canons plus longs abritant les objectifs de 50 mm. Le champ de vision est de 7 degrés, ce qui est large pour un mag 10x.
5. Swift Audubon 8,5 x 44 C'est la crème du peloton juste un peu plus lumineuse, et avec un peu plus de contraste que les autres, c'est là-haut avec les meilleurs d'entre eux, avec un champ de vision de 8,5 degrés (sur mes deux 1979 versions à rayures dorées). Les prix varient de 50 £ pour un exemple moins que parfait à 200 £ pour un exemple neuf (en 2018).
6. Swift Triton 7 x 35 extra grand angle, c'est fantastique (enfin, du moins mon exemple l'est) Je préfère l'utiliser avec les œilletons en caoutchouc retirés pour avoir un accès complet au champ de vision de 12 degrés. Le mag' de 7 x le champ de vision de 12 degrés = un champ de vision apparent de 84 degrés, qui est le plus large dont j'ai entendu parler.
7. Swift Belmont Deluxe 10 x 50 Extra Wide Field de 7 degrés qui à 10 x mag et 7 degrés de champ réel. En multipliant 7 fois 10, dit qu'il utilise des oculaires sains à champ apparent de 70 degrés. Mon exemple est un vrai délice, il a l'air neuf, les optiques ont l'air et fonctionnent comme neuves. Coût, 17:70 £ + 3:60 £ P&P sur e-bay ! Il n'est pas aussi fortement construit que le Saratoga et le Newport. Poids exactement 2lbs
8. Swift SP 8 x 40 Le SP signifiant Swift Pyser Vous avez lu divers rapports d'exemples meilleurs ou moins bons de jumelles Swift sur les forums d'ornithologie et d'observation des étoiles, mais sur les onze que je possède, je n'en ai pas eu de raté à part les dommages cachés ( que j'ai corrigé). Je demande au vendeur de bien regarder mon achat éventuel pour s'assurer que la vue n'est pas floue, car cela peut être un spoiler, même sur des jumelles à la menthe. Une petite quantité de champignon n'est pas trop préjudiciable à la vue. Ok, si le "bug de collectionneur" vous mord, vous pouvez continuer à rechercher des exemples de menthe avec une optique parfaite, pour le cisaillement de l'enfer.
9. Swift Skipper Mk1 il s'agit d'une version 7x de puissance du 10x Newport, et ils le sont aussi très bien. Même poids lourd que le Newport, mais la puissance inférieure les rend un peu plus faciles à utiliser.
J'espère avoir réussi à vous transmettre des informations utiles, qui vous permettront de faire un choix éclairé lors de votre prochain achat de jumelles.
Peut-être que je vous ai inspiré pour sortir les vieilles jumelles de papa qui reposent au fond de l'armoire depuis 20 ans.
Audubon rapide
Titre de la boîte de recherche
Avant que les planètes autour d'autres étoiles ne soient découvertes pour la première fois dans les années 1990, ces mondes exotiques lointains ne vivaient que dans l'imagination des écrivains de science-fiction.
Mais même leurs esprits créatifs n'auraient pas pu concevoir la variété des mondes que les astronomes ont découverts. Beaucoup de ces mondes, appelés exoplanètes, sont très différents de la famille des planètes de notre système solaire. Ils vont des « Jupiters chauds » étreignant les étoiles aux planètes rocheuses surdimensionnées surnommées « super Terres ». Notre univers est apparemment plus étrange que la fiction.
Voir ces mondes lointains n'est pas facile car ils se perdent dans l'éclat de leurs étoiles hôtes. Essayer de les détecter, c'est comme s'efforcer de voir une luciole planer à côté de la balise brillante d'un phare.
C'est pourquoi les astronomes ont identifié la plupart des plus de 4 000 exoplanètes trouvées à ce jour à l'aide de techniques indirectes, telles que le léger vacillement d'une étoile ou sa gradation inattendue lorsqu'une planète passe devant elle, bloquant une partie de la lumière des étoiles.
Ces techniques fonctionnent mieux, cependant, pour les planètes en orbite près de leurs étoiles, où les astronomes peuvent détecter des changements sur des semaines, voire des jours, alors que la planète termine son orbite de piste de course. Mais trouver uniquement des planètes écumant les étoiles ne fournit pas aux astronomes une image complète de tous les mondes possibles dans les systèmes stellaires.
Une autre technique que les chercheurs utilisent dans la chasse aux exoplanètes, qui sont des planètes en orbite autour d'autres étoiles, est celle qui se concentre sur les planètes qui sont plus éloignées de l'éblouissement aveuglant d'une étoile. Les scientifiques, utilisant des techniques d'imagerie spécialisées qui bloquent l'éblouissement de l'étoile, ont découvert de jeunes exoplanètes si chaudes qu'elles brillent dans la lumière infrarouge. De cette façon, certaines exoplanètes peuvent être directement vues et étudiées.
Le prochain télescope spatial James Webb de la NASA aidera les astronomes à sonder plus loin dans cette nouvelle frontière audacieuse. Webb, comme certains télescopes au sol, est équipé de systèmes optiques spéciaux appelés coronographes, qui utilisent des masques conçus pour bloquer autant de lumière stellaire que possible pour étudier les exoplanètes faibles et découvrir de nouveaux mondes.
Au début de la mission de Webb, deux cibles sont les systèmes planétaires 51 Eridani et HR 8799. Sur les quelques dizaines de planètes directement imagées, les astronomes prévoient d'utiliser Webb pour analyser en détail les systèmes les plus proches de la Terre et dont les planètes sont les plus éloignées de leur étoiles. Cela signifie qu'ils apparaissent suffisamment loin de l'éblouissement d'une étoile pour être directement observés. Le système HR 8799 réside à 133 années-lumière et 51 Eridani à 96 années-lumière de la Terre.
Les cibles planétaires de Webb
Au début de la mission de Webb, deux programmes d'observation combinent les capacités spectroscopiques du spectrographe infrarouge proche (NIRSpec) et l'imagerie de la caméra infrarouge proche (NIRCam) et de l'instrument infrarouge moyen (MIRI) pour étudier les quatre planètes géantes du système HR 8799. Dans un troisième programme, les chercheurs utiliseront NIRCam pour analyser la planète géante de 51 Eridani.
Les quatre planètes géantes du système HR 8799 ont chacune environ 10 masses de Jupiter. Ils orbitent à plus de 14 milliards de kilomètres d'une étoile légèrement plus massive que le Soleil. La planète géante dans 51 Eridani est deux fois la masse de Jupiter et orbite à environ 11 milliards de kilomètres d'une étoile semblable au Soleil. Les deux systèmes planétaires ont des orbites orientées face à la Terre. Cette orientation donne aux astronomes une opportunité unique d'avoir une vue plongeante sur les systèmes, comme regarder les anneaux concentriques sur une cible de tir à l'arc.
De nombreuses exoplanètes trouvées dans les orbites extérieures de leurs étoiles sont très différentes de nos planètes du système solaire. La plupart des exoplanètes découvertes dans cette région extérieure, y compris celles de HR 8799, ont entre 5 et 10 masses jupiteriennes, ce qui en fait les planètes les plus massives jamais découvertes à ce jour.
Ces exoplanètes extérieures sont relativement jeunes, de dizaines de millions à des centaines de millions d'années, bien plus jeunes que les 4,5 milliards d'années de notre système solaire. Ils brillent donc toujours de la chaleur de leur formation. Les images de ces exoplanètes sont essentiellement des images de bébés, révélant des planètes dans leur jeunesse.
Webb sondera dans l'infrarouge moyen, une plage de longueurs d'onde que les astronomes ont rarement utilisée auparavant pour imager des mondes lointains. Cette "fenêtre" infrarouge est difficile à observer depuis le sol en raison de l'émission thermique et de l'absorption dans l'atmosphère terrestre.
"Le point fort de Webb est la lumière non inhibée qui traverse l'espace dans l'infrarouge moyen", a déclaré Klaus Hodapp de l'Université d'Hawaï à Hilo, chercheur principal des observations NIRSpec du système HR 8799. « L’atmosphère terrestre est assez difficile à traverser. Les principales molécules d'absorption dans notre propre atmosphère nous empêchent de voir des caractéristiques intéressantes sur les planètes.
L'infrarouge moyen "est la région où Webb apportera vraiment des contributions fondamentales pour comprendre quelles sont les molécules particulières, quelles sont les propriétés de l'atmosphère que nous espérons trouver que nous n'obtenons pas vraiment simplement à partir de l'infrarouge plus court et proche longueurs d'onde », a déclaré Charles Beichman du Jet Propulsion Laboratory de la NASA à Pasadena, en Californie, chercheur principal des observations NIRCam et MIRI du système HR 8799. "Nous nous appuierons sur ce que les observatoires au sol ont fait, mais l'objectif est de développer cela d'une manière qui serait impossible sans Webb."
Comment se forment les planètes ?
L'un des principaux objectifs des chercheurs dans les deux systèmes est d'utiliser Webb pour aider à déterminer comment les exoplanètes se sont formées. Ont-ils été créés par une accumulation de matière dans le disque entourant l'étoile, enrichie en éléments lourds tels que le carbone, tout comme Jupiter l'a probablement fait ? Ou se sont-ils formés à la suite de l'effondrement d'un nuage d'hydrogène, comme une étoile, et sont devenus plus petits sous l'attraction incessante de la gravité ?
La composition atmosphérique peut fournir des indices sur la naissance d'une planète. "L'une des choses que nous aimerions comprendre est le rapport des éléments qui sont entrés dans la formation de ces planètes", a déclaré Beichman. "En particulier, le carbone par rapport à l'oxygène vous en dit beaucoup sur l'origine du gaz qui a formé la planète. Provient-il d'un disque qui a accrété une grande partie des éléments les plus lourds ou bien du milieu interstellaire ? C’est donc ce que nous appelons le rapport carbone/oxygène qui est assez révélateur des mécanismes de formation. »
Pour répondre à ces questions, les chercheurs utiliseront Webb pour sonder plus profondément les atmosphères des exoplanètes. NIRCam, par exemple, mesurera les empreintes atmosphériques d'éléments comme le méthane. Il examinera également les caractéristiques des nuages et les températures de ces planètes. "Nous avons déjà beaucoup d'informations à ces longueurs d'onde dans le proche infrarouge provenant d'installations au sol", a déclaré Marshall Perrin du Space Telescope Science Institute à Baltimore, Maryland, chercheur principal des observations NIRCam de 51 Eridani b. « Mais les données de Webb seront beaucoup plus précises, beaucoup plus sensibles. Nous aurons un ensemble plus complet de longueurs d'onde, y compris pour combler les lacunes où vous ne pouvez pas obtenir ces longueurs d'onde depuis le sol.
Les astronomes utiliseront également Webb et sa superbe sensibilité pour chasser des planètes moins massives loin de leur étoile. "D'après les observations au sol, nous savons que ces planètes massives sont relativement rares", a déclaré Perrin. "Mais nous savons aussi que pour les parties internes des systèmes, les planètes de faible masse sont considérablement plus courantes que les planètes de plus grande masse. La question est donc la suivante : est-ce également vrai pour ces nouvelles séparations ? » Beichman a ajouté: "L'opération de Webb dans l'environnement froid de l'espace permet une recherche de planètes plus faibles et plus petites, impossibles à détecter depuis le sol."
Un autre objectif est de comprendre comment les innombrables systèmes planétaires découverts jusqu'à présent ont été créés.
"Je pense que ce que nous découvrons, c'est qu'il existe une grande diversité dans les systèmes solaires", a déclaré Perrin. « Vous avez des systèmes où vous avez ces planètes chaudes de Jupiter sur des orbites très proches. Vous avez des systèmes là où vous n'en avez pas. Vous avez des systèmes où vous avez une planète de 10 Jupiter de masse et d'autres dans lesquels vous n'avez rien de plus massif que plusieurs Terres. Nous voulons finalement comprendre comment la diversité de la formation du système planétaire dépend de l'environnement de l'étoile, de la masse de l'étoile, de toutes sortes d'autres choses et finalement à travers ces études au niveau de la population, nous espérons placer notre propre système solaire dans son contexte. . "
Les observations spectroscopiques NIRSpec de HR 8799 et les observations NIRCam de 51 Eridani font partie des programmes d'observations à temps garanti qui seront menées peu de temps après le lancement de Webb plus tard cette année. Les observations NIRCam et MIRI du HR 8799 sont le fruit d'une collaboration entre deux équipes d'instruments et font également partie du programme d'observations à temps garanti.
Le télescope spatial James Webb sera le premier observatoire mondial des sciences spatiales lors de son lancement en 2021. Webb résoudra les mystères de notre système solaire, regardera au-delà des mondes lointains autour d'autres étoiles et sondera les structures et les origines mystérieuses de notre univers et de notre place dedans. Webb est un programme international mené par la NASA avec ses partenaires, l'ESA (Agence spatiale européenne) et l'Agence spatiale canadienne.
Donna Weaver
Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland
Christine & Pulliam
Space Telescope Science Institute, Baltimore, Maryland
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Accessoires inclus :
Les jumelles Steiner HX 15x56 sont emballées avec la disposition habituelle d'accessoires, qui comprend un étui de transport, une bandoulière, des protège-objectifs, un chiffon de nettoyage et un manuel d'instructions :
/>Étui de transport
Bien qu'il soit bien fait, l'étui de transport souple inclus est ce que je décrirais comme étant bon, complètement fonctionnel, mais il manque juste un peu par rapport aux meilleurs.
Pour des jumelles de cette taille et de ce poids, j'aurais préféré voir un design semi-rigide qui offrirait plus de protection que l'étui souple fourni.
Les jumelles rentrent très bien dans l'étui et j'aime le fait qu'elles puissent être rangées avec les œilletons toujours sortis et les couvre-objectifs en place, ce qui n'est pas toujours le cas.
L'accès à l'intérieur se fait via un grand Zip qui fait le tour de trois côtés du boîtier et certains le rendent assez simple pour remplacer ou récupérer l'instrument.
Bien que l'utilisation d'un zip soit une méthode de fermeture sécurisée, en tant que chasseur, observateur de la faune, ornithologue amateur ou même en situation de sécurité, vous devrez parfois faire très attention à ne pas faire trop de bruit lors de son utilisation. Je voudrais ajouter qu'il s'agit cependant d'une solution bien meilleure et plus sûre que le Velcro qui est également souvent utilisé.
Là où je pense que des instruments comme ceux-ci qui sont principalement destinés au marché de la chasse pourraient s'améliorer, c'est en s'inspirant du Best Hunting Bino Harness et en utilisant un système de fermeture magnétique ou de cordon et boucle plus silencieux et plus rapide d'accès.
L'étui est livré avec sa propre sangle de transport non rembourrée qui peut être retirée via quelques clips à dégagement rapide.
Il n'y a pas de poches supplémentaires ni à l'intérieur ni à l'extérieur, ce qui est dommage car elles peuvent être utiles pour ranger quelques petits objets personnels, des clés, de l'argent et le chiffon de nettoyage pour une utilisation sur le terrain.
Sangle de cou
/> Il y a beaucoup à aimer dans le tour de cou que vous obtenez avec les jumelles Steiner HX et il ne fait aucun doute qu'il est bien meilleur que la majorité des autres :
Tout d'abord est la méthode dans laquelle il se fixe à l'instrument. Au lieu du curseur habituel qui est un peu difficile à installer, Steiner a un clip à dégagement rapide à l'extrémité de la sangle qui s'enclenche dans un récepteur situé du côté éther du corps des jumelles.
Non seulement cela donne un look intégré beaucoup plus propre, mais il est beaucoup plus rapide d'ajouter et de retirer la sangle si vous le souhaitez.
Ensuite, ils ont placé quelques anneaux fendus juste à côté de ces connecteurs, ce qui signifie que vous pouvez facilement attacher ces jumelles à un harnais tout en utilisant leur système Clic-Loc.
Ces anneaux ont également un autre avantage en ce sens que ce mouvement supplémentaire libre signifie que lorsque vous soulevez vos jumelles jusqu'au visage, la partie rembourrée derrière votre cou ne bouge pas ou ne se tord pas autant que sur celles sans cela. Je sais que c'est un point extrêmement mineur, mais cela ajoute un peu au niveau de confort.
Le seul domaine dans lequel j'ai un léger problème avec la sangle est la section rembourrée. Je suis sûr qu'il s'agit du même bracelet qui est fourni avec les modèles plus petits de 42 mm. Ici, cette largeur et cette épaisseur de rembourrage sont plus que suffisantes. Cependant, pour ce modèle plus lourd de 56 mm, cette section devrait idéalement être légèrement plus large et plus profondément rembourrée pour assurer un confort maximal.
Couvre-objectifs
/> Pour la plupart, les couvre-objectifs que Steiner fabrique pour la majorité de leurs plus grandes jumelles sont excellents et ceux que vous obtenez avec ce HX ne sont pas différents.
Plutôt que de ressembler à une réflexion après coup et/ou à un ajout générique, ce qui est le cas sur la plupart des autres, ceux-ci sont spécifiquement conçus pour les jumelles.
Tout d'abord, j'aime beaucoup le fait que chacun soit attaché au dessous du canon. Cela signifie que lorsque vous vitrez, ils pendent simplement, à l'écart et impossibles à égarer, mais toujours pratiques pour être remplacés rapidement lorsque vous avez terminé.
Cependant, alors que de nombreuses jumelles le font maintenant, elles ajoutent simplement un anneau en caoutchouc au couvercle qui fait le tour du canon. Cela fonctionne assez bien, mais ne semble pas aussi soigné ou aussi intégré que la solution Steiner consistant à les clipser dans un récepteur sous chaque canon de la même manière que la sangle de cou est attachée. Cela a fière allure et si vous le souhaitez ou en avez besoin, ils peuvent être supprimés.
Le prochain détail que j'apprécie vraiment est que chaque couvre-objectif s'adapte dans le bout du canon et non plus de ce qui est le cas sur la plupart des autres. Bien que je ne pense pas que cela présente un quelconque avantage pratique, cela semble encore une fois beaucoup plus agréable et plus intégré dans l'ensemble du système.
Les housses elles-mêmes sont fabriquées à partir d'un caoutchouc souple mais épais et à mes yeux semblent être très durables. Ils ont le logo Steiner en relief sur la face extérieure et s'insèrent solidement dans le canon et ne se détachent donc pas facilement lorsque vous ne le souhaitez pas.
/>Pare-pluie
Fabriqué à partir d'un caoutchouc souple, le couvre-lentille oculaire (pare-pluie) est assez typique, à part le fait que les bonnets ont une forme un peu différente de la normale afin d'accueillir les pare-lumière sur les côtés de chaque œilleton.
Cela signifie que vous devez être plus précis que d'habitude et aligner la garde avec les boucliers lorsque vous la remplacez.
Bien que cela soit un peu plus capricieux que la normale, je préférerais quand même avoir cette configuration avec les protections oculaires plutôt que les œilletons sans eux.
La protection a un pont flexible entre les deux tasses, ce qui signifie que vous pouvez conserver le réglage IPD souhaité lors de son remplacement. Un autre petit point que je sais, mais cela peut devenir ennuyeux sur ces binos où vous devez ouvrir la charnière chaque fois que vous avez fini de les utiliser.
Il y a aussi une boucle sur le bonnet droit qui est là pour que vous puissiez passer à travers la lanière du cou si vous le souhaitez.
Chiffon de nettoyage
Steiner fournit ces poubelles avec un chiffon en microfibre de très bonne qualité qui est livré dans sa propre pochette en plastique transparent. Bien que ce soit à peu près aussi bon que possible, je recommanderais toujours d'investir dans un kit de nettoyage d'objectif pour le meilleur nettoyage et l'entretien des lentilles.
garantie
Comme pour toutes les jumelles Steiner, aux États-Unis, elles sont couvertes par leur garantie à vie. En Europe, je pense qu'ils sont couverts par une garantie de 30 ans.
Le plus grand télescope du monde verra enfin des étoiles sans pointes artificielles
Lorsque vous regardez les plus grandes images de l'Univers, il y a quelques vues qui illuminent nos mémoires et enflamment notre imagination. Nous pouvons voir les planètes de notre propre système solaire avec des détails incroyables, des galaxies situées à des millions voire des milliards d'années-lumière, des nébuleuses où de nouvelles étoiles naissent et des restes stellaires qui donnent un regard étrange et fataliste sur notre passé cosmique et le nôtre. L'avenir du système solaire. Mais le spectacle le plus courant de tous sont les étoiles, couchées partout et dans toutes les directions que nous voulons regarder, à la fois dans notre propre Voie lactée et au-delà. Des télescopes au sol à Hubble, les étoiles viennent presque toujours avec des pointes : un artefact d'image dû à la façon dont les télescopes sont construits. Alors que nous nous préparons pour la prochaine génération de télescopes, cependant, l'un d'entre eux - le télescope géant Magellan de 25 mètres - se démarque : c'est le seul qui n'aura pas ces pointes artificielles.
Il existe en principe de nombreuses façons de fabriquer un télescope, tout ce que vous avez à faire est de collecter et de focaliser la lumière de l'Univers sur un seul plan. Les premiers télescopes ont été construits sur le concept d'un réfracteur, où la lumière entrante passe à travers une grande lentille, la focalisant sur un seul point, où elle peut ensuite être projetée sur un œil, une plaque photographique ou (de manière plus moderne) un système d'imagerie numérique. Mais les réfracteurs sont fondamentalement limités par la taille que vous pouvez physiquement construire une lentille à la qualité nécessaire. Ces télescopes dépassent à peine 1 mètre de diamètre, au maximum. Étant donné que la qualité de ce que vous pouvez voir est déterminée par le diamètre de votre ouverture, à la fois en termes de résolution et de puissance de collecte de lumière, les réfracteurs sont tombés en désuétude il y a plus de 100 ans.
Mais une conception différente - le télescope à réflexion - peut être beaucoup plus puissante. Avec une surface hautement réfléchissante, un miroir correctement formé peut concentrer la lumière entrante sur un seul point, et des miroirs peuvent être créés, coulés et polis à des tailles beaucoup plus grandes que les lentilles. Les plus grands réflecteurs à miroir unique peuvent mesurer jusqu'à 8 mètres de diamètre, tandis que les conceptions de miroirs segmentés peuvent être encore plus grandes. À l'heure actuelle, le Gran Telescopio Canarias segmenté, avec un diamètre de 10,4 mètres, est le plus grand du monde, mais deux (et potentiellement trois) télescopes vont battre ce record au cours de la prochaine décennie : le télescope géant de Magellan (GMT) de 25 mètres et le télescope extrêmement grand (ELT) de 39 mètres.
Les deux sont des télescopes réfléchissants avec de nombreux segments, prêts à imager l'Univers comme jamais auparavant. L'ELT est plus grand, est composé de plus de segments, est plus cher et devrait être achevé quelques années après l'heure GMT, tandis que l'ELT est plus petit, composé de moins de segments (mais plus gros), est moins cher et devrait atteindre tous les grandes étapes en premier. Ceux-ci inclus:
- fouilles qui ont commencé en février 2018,
- coulage du béton en 2019,
- une enceinte achevée contre les intempéries d'ici 2021,
- la livraison du télescope d'ici 2022,
- l'installation des premiers miroirs primaires d'ici début 2023,
- premières lueurs d'ici fin 2023,
- première science en 2024,
- et une date d'achèvement prévue d'ici la fin de 2025.
C'est bientôt ! Mais même avec ce calendrier ambitieux, il y a un énorme avantage optique que GMT a, non seulement sur l'ELT, mais sur tous les réflecteurs : il n'aura pas de pointes de diffraction sur ses étoiles.
Ces pointes que vous avez l'habitude de voir, provenant d'observatoires comme Hubble, ne proviennent pas du miroir principal lui-même, mais du fait qu'il doit y avoir un autre ensemble de réflexions qui focalisent la lumière sur sa destination finale. Cependant, lorsque vous concentrez cette lumière réfléchie, vous avez besoin d'un moyen de placer et de soutenir un miroir secondaire pour recentrer cette lumière sur sa destination finale. Il n'y a tout simplement aucun moyen d'éviter d'avoir des supports pour tenir ce miroir secondaire, et ces supports gêneront la lumière. Le nombre et la disposition des supports du miroir secondaire déterminent le nombre de pointes - quatre pour Hubble, six pour James Webb - que vous verrez sur toutes vos images.
Tous les réflecteurs au sol ont ces pointes de diffraction, tout comme l'ELT. Les écarts entre les 798 miroirs, bien qu'ils ne représentent que 1% de la surface, contribuent à l'ampleur des pointes. Chaque fois que vous imaginez quelque chose de faible qui se trouve malheureusement à proximité de quelque chose de proche et de brillant – comme une étoile – vous devez faire face à ces pointes de diffraction. Même en utilisant l'imagerie par cisaillement, qui prend deux images presque identiques qui ne sont que légèrement mal positionnées et les soustrait, vous ne pouvez pas vous débarrasser complètement de ces pointes.
Mais avec sept énormes miroirs de 8 mètres de diamètre disposés avec un noyau central et six cercles positionnés symétriquement l'entourant, le GMT est brillamment conçu pour éliminer ces pointes de diffraction. Ces six miroirs extérieurs, la façon dont ils sont disposés, permet six très petits espaces étroits qui s'étendent du bord de la zone de collecte jusqu'au miroir central. Il y a plusieurs « bras d'araignée » qui maintiennent le miroir secondaire en place, mais chaque bras est précisément positionné pour passer exactement entre ces espaces de miroir. Parce que les bras ne bloquent aucune lumière utilisée par les rétroviseurs extérieurs, il n'y a pas du tout de pointes.
Au lieu de cela, en raison de cette conception unique - y compris les espaces entre les différents miroirs et les bras d'araignée traversant le miroir primaire central - il y a un nouvel ensemble d'artefacts : un ensemble de perles circulaires qui apparaissent le long de chemins en forme d'anneau (appelés anneaux Airy) entourant chaque étoile. Ces perles apparaîtront sous forme de points vides dans l'image et sont inévitables en fonction de cette conception chaque fois que vous regardez. Cependant, ces perles sont de faible amplitude et ne sont instantanées que lorsque le ciel et le télescope tournent au cours d'une nuit, ces perles se rempliront lors de l'accumulation d'une image à longue exposition. Après environ 15 minutes, une durée que pratiquement toutes les images devraient atteindre, ces perles seront complètement remplies.
Le résultat net est que nous aurons notre premier télescope de classe mondiale qui sera capable de voir les étoiles exactement telles qu'elles sont : sans pointes de diffraction autour d'elles ! Il y a un léger compromis dans la conception pour atteindre cet objectif, dont le plus important est que vous perdez un peu de puissance de collecte de lumière. Alors que le diamètre de bout en bout du GMT, tel que conçu, est de 25,4 mètres, vous n'avez « que » une zone de collecte qui correspond à un diamètre de 22,5 mètres. La légère perte de résolution et de puissance de collecte de lumière, cependant, est plus que compensée lorsque l'on considère ce que ce télescope peut faire qui le distingue de tous les autres.
Il atteindra des résolutions comprises entre 6 et 10 millisecondes d'arc, selon la longueur d'onde que vous regardez : 10 fois mieux que ce que Hubble peut voir, à des vitesses 100 fois plus rapides. Les galaxies lointaines seront imagées à des distances de dix milliards d'années-lumière, où nous pourrons mesurer leurs courbes de rotation, rechercher des signatures de fusions, mesurer des sorties galactiques, rechercher des régions de formation d'étoiles et des signatures d'ionisation. Nous pouvons directement imager des exoplanètes semblables à la Terre, y compris Proxima b, à quelque part entre 15 et 30 années-lumière de distance. Les planètes semblables à Jupiter seront visibles à plus de 300 années-lumière. Nous mesurerons également le milieu intergalactique et les abondances élémentaires de matière partout où nous regardons. Nous trouverons les premiers trous noirs supermassifs.
Et nous effectuerons des mesures spectroscopiques directes d'étoiles individuelles dans des amas et des environnements surpeuplés, sonderons la sous-structure des galaxies proches et observerons des systèmes binaires, trinaires et multi-étoiles proches. Cela inclut même les étoiles du centre galactique, situé à quelque 25 000 années-lumière. Le tout, bien sûr, sans pointes de diffraction.
Par rapport à ce que nous pouvons actuellement voir avec les plus grands observatoires du monde, la prochaine génération de télescopes au sol ouvrira une multitude de nouvelles frontières qui retireront le voile de mystère qui enveloppe l'univers invisible. En plus des planètes, des étoiles, du gaz, du plasma, des trous noirs, des galaxies et des nébuleuses, nous rechercherons des objets et des phénomènes que nous n'avons jamais vus auparavant. Jusqu'à ce que nous regardions, nous n'avons aucun moyen de savoir exactement quelles merveilles l'Univers nous attend. En raison de la conception intelligente et innovante du télescope géant de Magellan, cependant, les objets que nous avons manqués à cause des pointes de diffraction des étoiles brillantes et proches seront soudainement révélés. Il y a un tout nouvel univers à observer, et ce télescope unique révélera ce que personne d'autre ne peut voir.
Vue jusqu'au bord du non-retour
Imaginez qu'un télescope naturel soit plus puissant que tout autre télescope actuellement en fonctionnement. Imaginez ensuite l'utiliser pour voir de plus près le bord d'un trou noir où sa bouche est comme un jet qui forme des particules chargées très chaudes et les crache à des millions d'années-lumière dans l'espace. La tâche semblerait nous emmener au bord du non-retour, un point violent à quatre milliards d'années-lumière de la Terre. Cet endroit est appelé un quasar nommé PKS 1257-326. Son faible scintillement dans le ciel porte le nom plus accrocheur d'un " blazar ", ce qui signifie qu'il s'agit d'un quasar dont la luminosité varie considérablement et qui peut masquer un trou noir intérieur encore plus mystérieux d'une énorme puissance gravitationnelle.
La longueur d'un télescope nécessaire pour scruter l'embouchure du blazar devrait être gigantesque, environ un million de kilomètres de large. Mais une telle lentille naturelle a été découverte par une équipe d'astronomes australiens et européens, sa lentille est remarquablement un nuage de gaz. L'idée d'un vaste télescope naturel semble trop élégante pour éviter d'y jeter un coup d'œil.
La technique, surnommée « Synthèse de l'orbite terrestre » a été décrite pour la première fois par le Dr Jean-Pierre Macquart de l'Université de Groningue aux Pays-Bas et le Dr David Jauncey du CSIRO dans un article publié en 2002. La nouvelle technique promet aux chercheurs la capacité à résoudre des détails d'environ 10 microsecondes d'arc à travers – équivalent à voir un morceau de sucre sur la Lune, depuis la Terre.
Le Dr Hayley Bignall, étudiant les jets de trous noirs à l'intérieur des quasars avec l'unique télescope à nuage de gaz. Crédit : JIVE |
"Ce sont des détails cent fois plus fins que ce que nous pouvons voir avec n'importe quelle autre technique actuelle en astronomie", déclare le Dr Hayley Bignall, qui a récemment terminé son doctorat à l'Université d'Adélaïde et est maintenant à JIVE, le Joint Institute for Very Long Baseline. Interférométrie en Europe. "C'est dix mille fois mieux que ce que le télescope spatial Hubble peut faire. Et il est aussi puissant que tous les futurs télescopes spatiaux optiques et à rayons X proposés.
Bignall a fait les observations avec le radiotélescope CSIRO Australia Telescope Compact Array dans l'est de l'Australie. Lorsqu'elle fait référence à une microseconde d'arc, il s'agit d'une mesure de la taille angulaire ou de la taille d'un objet. Si par exemple le ciel était divisé en degrés comme un hémisphère, l'unité est d'environ un tiers de milliardième de degré.
Comment fonctionne le plus grand télescope ? L'utilisation de la motte à l'intérieur d'un nuage de gaz n'est pas totalement inconnue des veilleurs de nuit. Comme la turbulence atmosphérique fait scintiller les étoiles, notre propre galaxie a une atmosphère invisible similaire de particules chargées qui remplissent les vides entre les étoiles. Tout amas de ce gaz peut naturellement former une lentille, tout comme le changement de densité de l'air au verre courbé et focalisé la lumière dans ce que Galilée a vu pour la première fois lorsqu'il a pointé son premier télescope vers l'étoile. L'effet est aussi appelé scintillation, et le nuage agit comme une lentille.
Illustration du jet de quasar, encart vert en haut à gauche et illustration du flux de particules à haute énergie du quasar GB1508+5714. L'image en médaillon est considérée comme le jet de rayons X le plus éloigné, à 12 milliards d'années-lumière. Le jet lui-même s'étend sur 100 000 années-lumière monstrueuses à lui seul. Crédit : M. Weiss, Chandra X-Ray Facility, Harvard |
Voir mieux que quiconque peut être remarquable, mais comment décider où regarder en premier ? L'équipe s'intéresse particulièrement à l'utilisation de la « synthèse de l'orbite terrestre » pour scruter près des trous noirs dans les quasars, qui sont les noyaux ultra-brillants des galaxies lointaines. Ces quasars sous-tendent des angles si petits sur le ciel qu'ils ne sont que de simples points de lumière ou d'émission radio. Aux longueurs d'onde radio, certains quasars sont suffisamment petits pour scintiller dans l'atmosphère de particules chargées de notre galaxie, appelée milieu interstellaire ionisé. Les quasars scintillent ou varient beaucoup plus lentement que le scintillement que l'on pourrait associer aux étoiles visibles. Les observateurs doivent donc être patients pour les visualiser, même à l'aide des télescopes les plus puissants. Tout changement en moins d'un jour est considéré comme rapide. Les scintillateurs les plus rapides ont des signaux qui doublent ou triplent d'intensité en moins d'une heure. En fait, les meilleures observations faites jusqu'à présent bénéficient du mouvement annuel de la Terre, puisque la variation annuelle donne une image complète, permettant potentiellement aux astronomes de voir les changements violents dans la bouche d'un jet de trou noir. C'est l'un des objectifs de l'équipe : « s'occuper à moins d'un tiers d'une année-lumière de la base de l'un de ces jets », selon le Dr David Jauncey du CSIRO. "C'est le "fin de l'activité" où le jet est fabriqué."
Il n'est pas possible de "voir" dans un trou noir, car ces étoiles effondrées sont si denses que leur gravité irrésistible ne permet même pas à la lumière de s'échapper. Seul le comportement de la matière en dehors d'un horizon à une certaine distance d'un trou noir peut signaler qu'ils existent même. Le plus grand télescope peut aider les astronomes à comprendre la taille d'un jet à sa base, la configuration des champs magnétiques là-bas et comment un jet évolue au fil du temps. "Nous pouvons même rechercher des changements lorsque la matière s'éloigne près du trou noir et est recrachée le long des jets", explique le Dr Macquart.
Astrobiology Magazine a eu l'occasion de discuter avec Hayley Bignall de la façon de fabriquer un télescope à partir de nuages de gaz, et pourquoi regarder plus profondément que quiconque auparavant peut offrir un aperçu d'événements remarquables près des trous noirs.
Magazine d'astrobiologie (AM) : Comment avez-vous commencé à vous intéresser à l'utilisation de nuages de gaz dans le cadre d'un foyer naturel pour la résolution d'objets très éloignés ?
Hayley Bignall (HB) : L'idée d'utiliser la scintillation interstellaire (ISS), un phénomène dû à la diffusion des ondes radio dans les "nuages" galactiques turbulents et ionisés du gaz galactique, pour résoudre des objets compacts très distants, représente vraiment la convergence de quelques lignes de recherche différentes, je vais donc décrire un peu de contexte historique.
Jet de rayons X depuis le centre de Centaurus A, la galaxie active la plus proche de la Terre, à 10 millions d'années-lumière. Le mystère de la raison pour laquelle toute la matière ne peut pas s'échapper du centre de cette galaxie elliptique géante (si un trou noir est présent), mais un jet fin est explosé est déroutant Crédit : NASA Chandra/NOAA/NSF |
Dans les années 1960, les radioastronomes ont utilisé un autre type de scintillation, la scintillation interplanétaire, due à la diffusion des ondes radio dans le vent solaire, pour mesurer les tailles angulaires inférieures à la seconde d'arc (1 seconde d'arc = 1/3600 degrés d'arc) pour les sources radio. Il s'agissait d'une résolution plus élevée que ce qui pouvait être obtenu par d'autres moyens à l'époque. Mais ces études sont en grande partie tombées à l'eau avec l'avènement de l'interférométrie à très longue base (VLBI) à la fin des années 1960, qui a permis l'imagerie directe de sources radio avec une résolution angulaire beaucoup plus élevée. Aujourd'hui, le VLBI atteint une résolution meilleure qu'une milliseconde d'arc.
Personnellement, je me suis intéressé aux utilisations potentielles de la scintillation interstellaire en participant à des études sur la variabilité des sources radio - en particulier, la variabilité des " blazars ". Blazar est un nom accrocheur appliqué à certains quasars et objets BL Lacertae, c'est-à-dire les noyaux galactiques actifs (AGN), contenant probablement des trous noirs supermassifs comme "moteurs centraux", qui ont de puissants jets de particules énergétiques rayonnantes pointées presque droit sur nous. .
Nous voyons alors des effets de rayonnement relativiste dans le rayonnement du jet, y compris une variabilité rapide de l'intensité sur l'ensemble du spectre électromagnétique, de la radio aux rayons gamma de haute énergie. La plupart de la variabilité observée dans ces objets pouvait être expliquée, mais il y avait un problème : certaines sources montraient une variabilité radio intra-journalière très rapide. Si une variabilité à une échelle de temps aussi courte à des longueurs d'onde aussi longues (centimétriques) était intrinsèque aux sources, elles seraient beaucoup trop chaudes pour rester pendant des années, comme beaucoup ont été observés le faire. Les sources qui chauffent devraient irradier toute leur énergie très rapidement, comme les rayons X et les rayons gamma. D'un autre côté, on savait déjà que la scintillation interstellaire affectait les ondes radio, donc la question de savoir si la variabilité radio très rapide était en fait l'ISS, ou intrinsèque aux sources, était une question importante à résoudre.
Le télescope à nuage de gaz – la turbulence dans le nuage de gaz ionisé agit comme une lentille, focalisant les ondes radio du quasar, rendant le signal plus fort. Au fur et à mesure que l'écran de gaz ionisé se déplace, les ondes sont focalisées et défocalisées à plusieurs reprises, ce qui fait augmenter et diminuer la force du signal (encart inférieur). À certaines périodes de l'année, la Terre et la lentille nuageuse se déplacent dans la même direction et les variations observées sont lentes, mais six mois plus tard, elles se déplacent dans des directions opposées et les variations sont rapides. Crédit : &copier Renee Dillon |
Au cours de mes recherches de doctorat, j'ai trouvé, par hasard, une variabilité rapide dans le quasar (blazar) PKS 1257-326, qui est l'une des trois variables radio AGN les plus rapides jamais observées. Mes collègues et moi avons pu montrer de manière concluante que la variabilité radio rapide était due à l'ISS [scintillation]. Le cas de cette source particulière a ajouté aux preuves croissantes que la variabilité radio intra-journalière en général est principalement due à l'ISS.
Les sources qui montrent l'ISS doivent avoir des tailles angulaires très petites, microsecondes d'arc. Les observations de l'ISS peuvent à leur tour être utilisées pour « cartographier » la structure de la source avec une résolution de l'ordre de la microseconde. C'est une résolution beaucoup plus élevée que même VLBI peut atteindre. La technique a été décrite dans un article de 2002 par deux de mes collègues, le Dr Jean-Pierre Macquart et le Dr David Jauncey.
Le quasar PKS 1257-326 s'est avéré être un très bon "cobaye" avec lequel démontrer que la technique fonctionne vraiment.
UN M: Les principes de la scintillation sont visibles par n'importe qui, même sans télescope, n'est-ce pas là où une étoile scintille parce qu'elle couvre un très petit angle dans le ciel (étant si éloigné), mais une planète de notre système solaire ne scintille pas visiblement ? Est-ce une comparaison juste du principe d'estimation des distances visuellement avec la scintillation ?
HB : La comparaison avec le fait de voir des étoiles scintiller à cause de la scintillation atmosphérique (due aux turbulences et aux fluctuations de température dans l'atmosphère terrestre) est juste, le phénomène de base est le même. Nous ne voyons pas les planètes scintiller parce qu'elles ont des tailles angulaires beaucoup plus grandes - la scintillation est "étalée" sur le diamètre de la planète. Dans ce cas, bien sûr, c'est parce que les planètes sont si proches de nous qu'elles sous-tendent des angles plus grands sur le ciel que les étoiles.
Cependant, la scintillation n'est pas vraiment utile pour estimer les distances aux quasars : les objets plus éloignés n'ont pas toujours des tailles angulaires plus petites. Par exemple, tous les pulsars (étoiles à neutrons en rotation) de notre propre galaxie scintillent parce qu'ils ont des tailles angulaires très petites, bien plus petites que n'importe quel quasar, même si les quasars sont souvent à des milliards d'années-lumière. En fait, la scintillation a été utilisée pour estimer les distances des pulsars. Mais pour les quasars, il existe de nombreux facteurs en plus de la distance qui affectent leur taille angulaire apparente, et pour compliquer davantage les choses, aux distances cosmologiques, la taille angulaire d'un objet ne varie plus comme l'inverse de la distance. Généralement, la meilleure façon d'estimer la distance à un quasar est de mesurer le décalage vers le rouge de son spectre optique. Ensuite, nous pouvons convertir les échelles angulaires mesurées (par exemple à partir d'observations de scintillation ou de VLBI) en échelles linéaires au décalage vers le rouge de la source
UN M: Le télescope tel que décrit offre un exemple de quasar qui est une source radio et observé varier sur une année entière. Existe-t-il des limites naturelles aux types de sources ou à la durée d'observation ?
HB : Il existe des coupures de taille angulaire, au-delà desquelles la scintillation est "étouffée". On peut imaginer la distribution de la luminosité de la source radio comme un ensemble de "patchs" scintillants indépendamment d'une taille donnée, de sorte qu'à mesure que la source augmente, le nombre de ces patchs augmente et, finalement, la scintillation sur tous les patchs s'atténue de sorte que nous cessons de observer toutes les variations du tout. D'après les observations précédentes, nous savons que pour les sources extragalactiques, la forme du spectre radio a beaucoup à voir avec la compacité d'une source. Les sources avec des spectres radio "plats" ou "inversés" (c'est-à-dire que la densité de flux augmente vers des longueurs d'onde plus courtes) sont généralement les plus compact. Celles-ci ont également tendance à être des sources de type " blazar ".
En ce qui concerne la durée d'observation, il est nécessaire d'obtenir de nombreux échantillons indépendants du motif de scintillation. En effet, la scintillation est un processus stochastique et nous avons besoin de connaître certaines statistiques du processus afin d'extraire des informations utiles. Pour les scintillateurs rapides comme le PKS 1257-326, nous pouvons obtenir un échantillon adéquat du motif de scintillation à partir d'une seule session d'observation typique de 12 heures. Des scintillateurs plus lents doivent être observés pendant plusieurs jours pour obtenir les mêmes informations. Cependant, il y a quelques inconnues à résoudre, telles que la vitesse globale de l'"écran" de diffusion dans le milieu interstellaire galactique (ISM). En observant à des intervalles espacés sur une année entière, nous pouvons résoudre cette vitesse et, surtout, nous obtenons également des informations bidimensionnelles sur le motif de scintillation et donc sur la structure de la source. Au fur et à mesure que la Terre tourne autour du Soleil, nous découpons efficacement le motif de scintillation à différents angles, car la vitesse relative Terre/ISM varie au cours de l'année. Notre groupe de recherche a surnommé cette technique « Synthèse orbitale terrestre », car elle est analogue à la « Synthèse par rotation de la Terre », une technique standard en interférométrie radio.
UN M: Une estimation récente du nombre d'étoiles dans le ciel a estimé qu'il y a dix fois plus d'étoiles dans l'univers connu que de grains de sable sur Terre. Pouvez-vous décrire pourquoi les jets et les trous noirs sont intéressants en tant qu'objets difficiles à résoudre, même en utilisant les télescopes spatiaux actuels et futurs comme Hubble et Chandra ?
HB : Les objets que nous étudions font partie des phénomènes les plus énergétiques de l'univers. AGN peut aller jusqu'à
10 13 (10 à la puissance 13, soit 10 000 milliards) fois plus lumineux que le Soleil. Ce sont des "laboratoires" uniques pour la physique des hautes énergies. Les astrophysiciens aimeraient bien comprendre les processus impliqués dans la formation de ces jets extrêmement puissants à proximité du trou noir supermassif central. En utilisant la scintillation pour résoudre les régions internes des jets radio, nous scrutons près de la "buse" où le jet se forme - plus près de l'action que nous ne pouvons le voir avec n'importe quelle autre technique !
UN M: Dans votre document de recherche, vous soulignez que la vitesse et l'intensité des variations des signaux radio dépendent de la taille et de la forme de la source radio, de la taille et de la structure des nuages de gaz, de la vitesse et de la direction de la Terre lorsqu'elle se déplace autour de la Terre. Soleil, et la vitesse et la direction dans lesquelles les nuages de gaz se déplacent. Existe-t-il des hypothèses intégrées sur la forme du nuage de gaz « lentille » ou sur la forme de l'objet observé qui est accessible avec la technique ?
La nébuleuse de l'Anneau, bien qu'elle ne soit pas utile pour l'imagerie, a l'apparence suggestive d'une lentille de télescope lointain. Distant de 2 000 années-lumière dans la direction de la constellation de la Lyre, l'anneau se forme dans les derniers stades de la vie de l'étoile intérieure, lorsqu'il libère une couche de gaz externe épaisse et en expansion. Crédit : NASA Hubble HST |
HB : Plutôt que de penser à des nuages de gaz, il est peut-être plus précis d'imaginer un "écran" à changement de phase de gaz ionisé, ou plasma, qui contient un grand nombre de cellules de turbulence. L'hypothèse principale qui entre dans le modèle est que l'échelle de taille des fluctuations turbulentes suit un spectre de loi de puissance – cela semble être une hypothèse raisonnable, d'après ce que nous savons des propriétés générales de la turbulence. La turbulence pourrait être préférentiellement allongée dans une direction particulière, en raison de la structure du champ magnétique dans le plasma, et en principe, nous pouvons obtenir des informations à ce sujet à partir du motif de scintillation observé. Nous obtenons également des informations du motif de scintillation sur la forme de l'objet observé, il n'y a donc pas d'hypothèses intégrées à ce sujet, bien qu'à ce stade, nous ne puissions utiliser que des modèles assez simples pour décrire la structure de la source.
UN M: Les scintillateurs rapides sont-ils une bonne cible pour étendre les capacités de la méthode ?
Le radiotélescope Very Large Array (VLA), pour chercher de nouvelles cibles ? Crédits :NRAO |
HB : Les scintillateurs rapides sont bons simplement parce qu'ils ne nécessitent pas autant de temps d'observation que les scintillateurs plus lents pour obtenir la même quantité d'informations. Les trois premiers scintillateurs "intra-heure" nous ont beaucoup appris sur le processus de scintillation et sur la façon de faire la "synthèse de l'orbite terrestre".
UN M: Y a-t-il des candidats supplémentaires prévus pour de futures observations ?
HB : Mes collègues et moi avons récemment entrepris une vaste enquête, en utilisant le Very Large Array au Nouveau-Mexique, pour rechercher de nouvelles sources radio scintillantes. Les premiers résultats de cette enquête, menée par le Dr Jim Lovell de l'Australian Telescope National Facility (ATNF) du CSIRO, ont été récemment publiés dans l'Astronomical Journal (octobre 2003). Sur 700 sources radio à spectre plat observées, nous avons trouvé plus de 100 sources qui ont montré une variabilité significative d'intensité sur une période de 3 jours. Nous effectuons des observations de suivi afin d'en savoir plus sur la structure de la source à des échelles ultra-compactes de la microseconde à l'arc. Nous comparerons ces résultats avec d'autres propriétés de la source telles que l'émission à d'autres longueurs d'onde (optique, rayons X, rayons gamma) et la structure à des échelles spatiales plus grandes, comme celle observée avec le VLBI. De cette façon, nous espérons en savoir plus sur ces sources de température très compactes et à haute luminosité, et aussi, ce faisant, en apprendre davantage sur les propriétés du milieu interstellaire de notre propre Galaxie.
Il semble que la raison de la scintillation très rapide dans certaines sources est que l'"écran de diffusion" du plasma provoquant la majeure partie de la scintillation est assez proche, à moins de 100 années-lumière du système solaire. Ces "écrans" à proximité sont apparemment assez rares. Notre enquête a trouvé très peu de scintillateurs rapides, ce qui était quelque peu surprenant car deux des trois scintillateurs connus les plus rapides ont été découverts par hasard. Nous avons pensé qu'il pourrait y avoir beaucoup plus de telles sources !