Bases d'Astrophysique Pratique
Suivant le même raisonnement, l'astronomie de position est un champ qui étudie la position relative, le déplacement, l'orbite et la vitesse des astres comme structures lumineuses.
Ils commencent tous par l'observation des astres. Les êtres humains de l'Histoire Antérieure ne percevaient que des points de lumière dans le ciel (la lune et le soleil étaient les seules exceptions, mais dans ces cas ils étaient également considérés comme des disques lumineux). Ainsi, l'astronomie de position a été la première à être gérée et les premières recherches ont été basées sur les mesures de l'univers: taille de la Terre, la Lune, distance de la Terre à la Lune, distance à Mars, distance au Soleil et sa taille, etc. Ils ont également commencé à connaître la période de rotation et les différentes vitesses de ces astres.
Pour faire tout cela, il suffisait de mesurer à un moment donné différentes positions et changements de position le long des constellations. Pour cela, ils dirigeaient leurs quadrants, astrolabes et arbalètes astronomiques vers le point le plus lumineux. Les calculs ainsi réalisés étaient purement mathématiques et géométriques, puisque la position et le temps étaient les seuls paramètres. Hors de cela, il n'y avait aucune certitude et la natation était la seule voie: pourquoi si près ou si loin ? pourquoi cette vitesse? Quels sont les sujets ? d'où viennent la lumière, la couleur et l'énergie ? Y a-t-il la vie ?
L'arrivée de la révolution
XVII. Au XVIIIe siècle, le télescope a commencé à être utilisé. Au XVIIIe siècle a eu lieu la découverte du spectre lumineux. Ces deux faits sont le reflet du développement spectaculaire de la science, car en physique, chimie et mathématiques, tels que les calculs différentiels, donnant une alternative à la géométrie, ont été produites au milieu de la floraison qui a eu lieu à cette époque. Pour tout cela, l'astronomie a obtenu une avancée majeure et a réussi à donner une réponse scientifique aux questions posées à l'ère classique. Pour cela, il fallait changer le concept des astres.
En supposant des points de lumière purs, il est venu à se reconnaître comme des objets de structure interne tridimensionnelle. Pour effectuer la recherche, les astres devaient être étudiés le plus près possible (en utilisant le télescope), et étant la seule information objective transmise par ces objets sa lumière, il fallait effectuer une analyse détaillée de celle-ci, en décomposant la lumière et en procédant à des mesures précises (spectre). Voilà le devoir de l'astrophysique.
Observer les taches du soleil
Le Soleil est l'étoile la plus proche de nous et donc la plus brillante à nos yeux. Dans tous les cas, le Soleil est une étoile ordinaire et les résultats qui peuvent être obtenus à partir de votre studio peuvent également être utilisés pour connaître le reste des étoiles.
L'univers est structuré en galaxies et dans chacune d'elles est considéré comme un système d'étoiles d'un milliard. Par conséquent, en analysant le Soleil, étoile de notre système, la structure de l'univers (cosmologie), son origine et son avenir (cosmogonie) seront aussi nos études.
Le développement de l'astrophysique est parti de la recherche du soleil. Étant l'étoile la plus proche de nous, nous avons beaucoup d'informations sur le Soleil. Cependant, il y a beaucoup de questions qui restent à répondre (production de neutrinos, «ensoleillement», influence des taches sur la Terre, changements de rayonnement, etc. ), donc on peut affirmer que cette gigantesque boule de feu est encore mystérieuse.
Nous partons de l'observation des taches qui se produisent, développent et disparaissent dans la photosphère du Soleil. La nature de ces taches est connue: Ce sont des zones de l'ordre de 4.000 K et comme dans la photosphère du Soleil il y a une température approximative de 6.000 K, elles se présentent sous nos yeux comme « plus froides » ou comme des noirs.
En astrophysique, on considère qu'il existe une relation directe entre les variations du champ magnétique du soleil et les taches. En fait, nous pourrions penser que le Soleil est une gigantesque dynamo et qu'étant la matière ionisée et dégénérée à de hautes pressions, densités et températures, en raison du mouvement tournant du Soleil, ces charges créent un champ magnétique.
Cependant, les taches naissent, évoluent et disparaissent. Ils présentent différentes structures et nous donnent une démonstration claire que notre étoile tourne à travers le disque solaire. De plus, même si chaque jour est très variable, le nombre de taches définit une période de temps spécifique et est considéré comme ayant une influence notable sur les épisodes de chaleur et de froid sur Terre.
Pour l'observation, avec de bons télescopes ou jumelles, nous projetterons l'image du Soleil sur un papier. Ne jamais regarder directement de l'oculaire parce que nous brûlerions l'œil! ... Nous utiliserons un CCD ou un caméscope, mais dans cette étape, il est également nécessaire de prendre des mesures de protection: pour éviter que les pixels soient endommagés, nous effectuerons un enregistrement incorrect ou projection ou placer un filtre devant. Ces images seront conservées, car elles nous aideront à réaliser de nombreuses études sur le magnétoscope.
Renouveler le spectre solaire
Bien que l'on puisse penser autrement, l'information que nous pouvons obtenir de la lumière visible est beaucoup plus précise que celle que nous pouvons obtenir des taches de la photosphère du Soleil. Si nous réussissons à décomposer cette lumière «blanche», nous découvrirons que notre étoile est formée de zones à haute pression et température que nous ne voyons pas et qui a une photosphère visible, c’est-à-dire une atmosphère froide et presque vide.
La première est une zone compacte qui fournit un spectre continu, comme le fil de lumière incandescente d'une ampoule. La seconde est la photosphère gazeuse et froide, qui filtre certaines couleurs linéaires de certaines énergies du spectre que nous ne voyons pas en soi, des lignes non sensibles à sa composition chimique. De plus, les couleurs vives émises dans le spectre continu fournissent des informations directes sur la température de la photosphère.
Parmi les données que nous pouvons extraire de l'étude du spectre en bateau rapide se trouvent la structure des étoiles (zone et atmosphère), la température de la photosphère (environ 6000 K) et sa composition chimique (entre autres, les composants froids qui absorbent l'énergie : Ca, Fe, H, Mg, He, Na, etc. ).
Si nous voulons ensuite mesurer, il faut observer le spectre et pour cela on utilise les spectroscopes. Le modèle que nous présentons ci-dessous est celui conçu en Euskal Herria, pas cher et de grande qualité. Pour sa création, il faut découper la huitième partie d'un disque compact (CD) et, comme indiqué dans l'image, le mettre dans une grande boîte de poxpolos peints en noir, l'ajouter et ouvrir un petit guichet sur le couvercle situé dessus. La dernière étape est d'ouvrir une petite fente, car la dernière est de la diriger vers le Soleil.
Le CD divise les photons de différentes longueurs d'onde et d'énergies avec la lumière blanche, c'est-à-dire les tire dans toutes les directions, puis les ondes de la même couleur s'interfèrent entre elles (constructivement et destructivement), montrant de façon discontinue une couleur intense dans certaines directions. En même temps, les autres couleurs suivent le même chemin et des spectres continus apparaissent de manière discontinue.
Le premier signal qui ne s'égare pas est la plus blanche et la plus vive ; puis, après une interférence destructrice, le premier spectre arrive et le reste de façon discontinue, de plus en plus faibles et séparés. Ceux qui n'apparaîtront pas sont des photons absorbés par les composants chimiques de la photosphère.
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