Astronomie

Comment obtenir l'éclat d'une étoile dans le ciel nocturne ?

Comment obtenir l'éclat d'une étoile dans le ciel nocturne ?


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Je prévois de mener une recherche qui consiste à observer la luminosité d'une étoile. Jusqu'à présent, je n'ai pas été en mesure d'obtenir beaucoup d'informations sur la façon dont je pourrais poursuivre le processus d'observation. Je suis prêt à acheter un télescope et d'autres équipements. Quels télescopes sont idéaux pour cela et de quel autre équipement dois-je avoir besoin pour obtenir la valeur de luminosité apparente de l'étoile ?


Vous voulez probablement connaître la luminosité de l'étoile lorsqu'elle est calibrée par rapport à des étoiles de luminosité connue. Vous prenez une photo de la région autour de l'étoile, puis comparez la luminosité de l'étoile avec la luminosité d'étoiles de luminosité connue dans le même champ.

Un télescope standard avec caméra. Ensuite, soit un bon catalogue, soit un système tel que la photométrie pipeline pour comparer la luminosité de l'étoile à d'autres de luminosité connue.


Je ne sais pas pour le télescope, mais je sais que vous aurez besoin du télescope doté de la technologie CCD pour pouvoir convertir facilement les comptes/seconde (en luminosité) détectés par le CCD en valeurs quantitatives.

Pour la procédure d'observation, voici la norme quel que soit le type de télescope que vous utilisez :

  1. Prenez une photo de votre objet (nommons-leImObj).
  2. Prenez une photo d'une étoile standard (nommons-laImStd) ou des étoiles (c'est-à-dire des étoiles qui ont une luminosité réelle dans une base de données, appelons-laMagStdReal).
  3. Prenez des photos pour le calibrage (nommons-leImCal). Si le télescope CCD, ces images incluent des images sombres et plates.
  4. UtiliserImCalpour calibrer les deuxImObjetImStd(c'est-à-dire supprimer le bruit, etc.).
  5. Convertissez la luminosité de l'image d'ImStd et ImObj calibrés en valeurs quantitatives (appelons-leMagStdFakeetMagObjFaux). Notez que vous pouvez utiliser n'importe quel point de référence zéro arbitraire pourMagStdFakeetMagObjFaux, mais ils utilisent la même référence.
  6. Trouver l'équation de conversion àMagStdReal = f(MagStdFake). La forme la plus simple de f() est juste un décalage linéaire :MagStdReal = a + MagStdFake.
  7. AppliquerMagObjReal = f(MagObjFake). Et maintenant, vous pouvez faire de la science.

Notez également qu'un télescope filtre certaines longueurs d'onde avec une certaine fonction de réponse. Donc, vous devez tout observer dans un seul réglage de télescope. Vous ne pouvez pas mélanger des images ou des produits de réglage différent d'un télescope. SeulMagObjRealou alorsMagStdRealceux-ci sont insensibles au télescope (idéalement).

Je vous propose une procédure très courte et conceptuelle pour vous donner l'idée. Il y a un tas de détails qui sont importants. Si vous utilisez des mots-clés dans la procédure de liste ici et que vous effectuez une recherche dans Google, vous devriez obtenir des résultats plus pertinents pour chaque sujet.


Si l'étoile cible varie d'une demi-magnitude ou plus, il est possible d'estimer sa magnitude visuellement en la comparant à des étoiles de référence proches de magnitude similaire. Sky at Night, Sky and Telescope et la Société royale d'astronomie du Canada ont des articles expliquant la procédure.

L'Association américaine des observateurs d'étoiles variables (AAVSO) fournit un outil de traçage de cartes et des manuels d'observation complets pour les méthodes visuelles, CCD, DSLR et autres.


La propagation de la pollution lumineuse dans l'atmosphère conduit au skyglow qui est le résultat de la diffusion de la lumière artificielle par les nuages, les aérosols et les polluants tels que les particules en suspension dans l'atmosphère. La diffusion étend les effets de la pollution lumineuse à des distances au-delà de la position de la source d'éclairage et forme un dôme lumineux si l'on regarde à distance, ou même éclaire tout le ciel nocturne.

La luminosité du ciel nocturne (NSB) est l'un des indicateurs de la pollution lumineuse. NSB a quantifié la luminosité de la lueur du ciel. Le NSB mesuré est une combinaison de la lumière diffusée par des sources lumineuses artificielles et des émissions naturelles. Techniquement, NSB fait référence au flux de « n'importe quoi » provenant du ciel nocturne par unité de surface par unité d'angle solide. Les unités typiques de NSB comprennent la magnitude par seconde d'arc carré (mag/arcsec 2 ) et la candela par mètre carré (cd/m 2 ).

Appareils portables

Des couvertures géographiques étendues et temporelles complètes et une surveillance élevée de la pollution lumineuse seraient possibles grâce à l'application de dispositifs automatiques peu coûteux pour la mesure de la luminosité du ciel au zénith, tels que le luminancemètre DigiLum, le Mark Light Meter et le Sky Quality Meter (SQM). Le dernier est le plus répandu et comporte une série de sous-types offrant différents choix d'interfaces matérielles, notamment Ethernet (SQM-LE), USB (SQM-LU), USB plus enregistreur de données (SQM-LU-DL) et RS232 ( SQM-LR). L'exigence opérationnelle d'un SQM est très faible par rapport à celle de la photométrie CCD. En outre, le dispositif pourrait être facilement installé à l'emplacement d'intérêt pendant une longue période de temps. L'état du ciel serait lu presque instantanément à une fréquence élevée (jusqu'à plusieurs secondes). Grâce à une maintenance et un étalonnage réguliers, l'incertitude de l'appareil est adéquate pour la plupart des applications.

Photométrie

les régions sans étoiles sur les images CCD sont extraites pour estimer le NSB

Les astronomes sont parmi les plus touchés par le problème croissant de la pollution lumineuse dans le monde en raison de la diminution de la précision des observations astronomiques sur les objets célestes sombres sous un ciel pollué par la lumière. Par conséquent, le niveau de la NSB a été principalement étudié dans les observatoires astronomiques professionnels utilisant la technique astronomique traditionnelle de la photométrie depuis de nombreuses années. La quantité de lumière détectée dans les régions sans étoiles sur les images CCD est extraite pour estimer le NSB à différentes bandes de longueur d'onde. En étudiant le NSB observé dans différentes parties du ciel et en comparant les résultats d'autres endroits naturels vierges de pollution lumineuse où le ciel nocturne est éclairé principalement par des sources de lumière naturelle, les astronomes peuvent révéler avec précision les menaces potentielles de pollution lumineuse pour l'observatoire et aider à leur recherche d'un nouveau lieu d'observation potentiel dans l'obscurité.

Comptage d'étoiles

Associez le ciel nocturne à l'un des chats de magnitude Source de l'image : Globe la nuit

Skyglow diminue le contraste de luminosité du ciel nocturne et réduit ainsi le nombre d'étoiles visibles à l'œil nu. Des relevés à grande échelle des conditions du ciel ont également été effectués par des campagnes qui recrutent des personnes ordinaires pour effectuer des études visuelles du ciel nocturne en suivant des procédures simples avec une expertise technique minimale requise. Globe la nuit est un exemple de ce type de projet de science citoyenne qui encourage un grand nombre de personnes du monde entier à participer à des estimations sur l'étendue de la pollution lumineuse en comptant le nombre d'étoiles visibles dans des zones de ciel spécifiques. Plus de 100 000 mesures ont été fournies par des personnes dans 115 pays au cours des campagnes chaque hiver/printemps au cours des 9 dernières années, faisant de Globe at Night la campagne de sensibilisation à la pollution lumineuse la plus réussie à ce jour.

Imagerie par satellite

Les images nocturnes de la Terre prises depuis l'espace fournissent une perspective claire de la distribution spatiale de la pollution lumineuse. Actuellement, le système opérationnel Linscan (OLS) installé sur les satellites du programme de satellites météorologiques de la défense (DMSP) et la suite de radiomètres d'imagerie infrarouge visible (VIIRS) à bord du satellite Suomi National Polar-orbiting Partnership (Suomi NPP) ont acquis des données visibles en faible luminosité. adapté à l'étude de la pollution lumineuse. Les points lumineux révèlent des quartiers commerciaux et résidentiels tandis que les forêts et les déserts non développés sont des zones plus sombres dans l'imagerie. De plus, les photographies prises par les astronautes à bord de la Station spatiale internationale sont les sources de données haute résolution de la Terre la nuit. Les autoroutes, les routes et l'aéroport sont « mis en évidence » sur ces photographies en raison de la présence de sources de pollution lumineuse telles que l'éclairage public, les phares des automobiles et les terminaux d'aéroport.

Spectroscopie

Spectre du ciel d'un endroit pollué par la lumière

La spectroscopie astronomique est adoptée pour étudier les spectres du ciel nocturne. Le spectrographe sépare la lumière en fonction de la fréquence lumineuse et enregistre le signal à l'aide d'une caméra. Étant donné que chaque source lumineuse possède un ensemble unique de caractéristiques spectrales telles que des raies d'émission et un continuum, l'injection de lumière artificielle dans le ciel nocturne peut être identifiée si des caractéristiques artificielles sont contaminées dans le spectre du ciel nocturne.


L'étoile la plus brillante du ciel nocturne est-elle vraiment l'étoile la plus grande, la plus chaude et la plus brillante de la Voie lactée ?

Non, l'étoile la plus brillante du ciel nocturne est Sirius qui n'est pas l'étoile la plus brillante de la Voie lactée.

Explication:

La luminosité d'une étoile dans le ciel est déterminée par la luminosité réelle de l'étoile et sa distance. Les étoiles lointaines semblent beaucoup plus sombres que les étoiles plus proches.

La luminosité d'une étoile dans le ciel est mesurée par sa magnitude apparente. Il s'agit d'une échelle logarithmique où une différence de 5 signifie que l'étoile apparaît 100 fois plus lumineuse. Ainsi, une étoile de magnitude 1 est 100 fois plus lumineuse qu'une étoile de magnitude 6.

Les astronomes doivent maintenant savoir à quel point une étoile est vraiment brillante. Ainsi, une étoile a une deuxième valeur de luminosité appelée sa magnitude absolue. La magnitude absolue est la luminosité d'une étoile si elle se trouvait à 10 parsecs de distance.

Pour référence, le Soleil a une magnitude absolue de 4,2.

L'étoile la plus brillante du ciel nocturne est Sirius qui a une magnitude apparente de -1,46 et une magnitude absolue de 1,4. Il est à 8,6 années-lumière. Il est 25 fois plus lumineux que le Soleil.

Comparez cela à l'étoile Rigel qui a une magnitude apparente de 0,12 et une magnitude absolue de -8,1. Il est à 1 400 années-lumière. Il est 120 000 fois plus lumineux que le Soleil.

Ainsi, Rigel est presque 4 800 fois plus lumineux que Sirius mais est-il environ 160 fois plus éloigné.


Abstrait

La mesure de la luminosité du ciel nocturne est devenue un sujet de plus en plus important ces dernières années, alors que les lumières artificielles et leur diffusion par l'atmosphère terrestre continuent de se répandre dans le monde entier. Plusieurs instruments et techniques ont été développés pour cette tâche. Nous en donnons un aperçu et discutons de leurs forces et de leurs limites. Les différentes quantités qui peuvent et doivent être dérivées lors de la mesure de la luminosité du ciel nocturne sont discutées, ainsi que les procédures qui ont été et doivent encore être définies dans ce contexte. Nous concluons que dans de nombreuses situations, les appareils photo numériques grand public calibrés avec des objectifs fisheye offrent la meilleure relation entre la facilité d'utilisation et la richesse des informations disponibles sur le ciel nocturne. Bien qu'ils n'obtiennent pas d'informations spectrales complètes, ils sont capables d'échantillonner le ciel complet en quelques minutes, avec des informations de couleur dans trois bandes. Ceci est important, car étant donné les changements mondiaux actuels dans les spectres des lampes, les changements de radiance du ciel observés uniquement avec des dispositifs à bande unique peuvent conduire à des conclusions incorrectes concernant les changements à long terme de la luminosité du ciel. L'acquisition d'informations sur tout le ciel est souhaitable, car les informations uniquement sur le zénith ne fournissent pas une caractérisation adéquate d'un site. Néanmoins, les dispositifs monocanal à bande unique uniquement zénithaux tels que le « Sky Quality Meter » continuent d'être une option viable pour les études à long terme de la luminosité du ciel nocturne et pour les études menées à partir d'une plate-forme mobile. L'interprétation précise de ces données nécessite une certaine compréhension de la composition des couleurs de la lumière du ciel. Nous recommandons de compléter les séries chronologiques à long terme dérivées de ces appareils avec un échantillonnage périodique de tout le ciel par un système de caméra calibré et des luxmètres ou des luminancemètres calibrés.


L'étoile brillante dans le ciel nocturne

L'étoile rouge brille plus que d'habitude dans le ciel nocturne récemment. Il y a une quête qui est venue demander de rechercher l'étoile rouge. Le client est de Kepler de Francfort. Apparemment, comme confirmation, ils veulent qu'un tiers aide avec les observations. Il suffit de leur demander personnellement pour plus de détails.

Ce que je vous ai demandé n'est rien d'autre que d'observer la luminosité croissante de l'étoile rouge, Mars. En ce moment, je développe une hypothèse. Pour prouver cette hypothèse, j'ai besoin de beaucoup d'enregistrements d'observation. J'ai également demandé à d'autres voyageurs, il n'y en a pas assez.

J'aimerais que vous vous dirigez vers le golfe de Guinée pour les observations. C'est proche de Francfort à l'est et à l'ouest, et c'est une zone qui doit être plus éloignée du nord et du sud. Mars pourra être vu toute la nuit. Je compte sur toi.

On vous a confié une quête pour observer la planète Mars depuis Kepler de Francfort. Selon Kepler, il est important d'observer dans une zone éloignée nord-sud de Francfort. Comme dirigé par Kepler, dirigez-vous vers le golfe de Guinée et observez la planète Mars.

Quête découverte : EXP Aventure 640
Carte découverte : EXP Aventure 320
Rapport d'XP : EXP Aventure 190
Signaler la célébrité : la célébrité Aventure 85


INTRODUCTION

Nous invitons des astronomes amateurs avancés à collaborer avec nous dans un projet scientifique qui a pour objectif de collecter un grand nombre de mesures de la luminosité du ciel nocturne autour du monde dans les bandes photométriques astronomiques primaires ainsi que des données d'extinction. Le projet fait partie des activités scientifiques de l'International Dark-Sky Association - Section italienne et est déjà lancé dans un certain nombre de pays.

De nombreuses études sur la pollution lumineuse et la luminosité artificielle du ciel nécessitent de grandes quantités de mesures de la luminosité du ciel qui, pour être utiles, doivent être associées à la connaissance des conditions atmosphériques lors des mesures. La mesure de l'extinction verticale est l'un des moyens les plus simples d'évaluer la teneur en aérosols de l'atmosphère.

Nous proposons aux amateurs avancés qui peuvent avoir à leur disposition un dispositif CCD monté sur un petit télescope et un, ou plusieurs, filtres standards U, B, V, R de participer à notre groupe d'étude faisant des mesures précises de la luminosité du ciel ainsi que de l'extinction dans un grand nombre de nuits et, si leurs instruments sont transportables, dans de nombreux sites différents. Cela permettra d'obtenir pour chaque site la relation entre les conditions atmosphériques et la luminosité du ciel. Les mesures nécessitent l'enregistrement de la date, de l'heure et de la position du ciel en coordonnées célestes et altazimutales. Pourrait être utile si les mesures ne se limitent pas au zénith mais couvrent tout l'hémisphère avec l'un des schémas d'échantillonnage courants.

Peu de personnes expérimentées ayant déjà fait ce genre de mesures se feront un plaisir de discuter des techniques à utiliser et des résultats avec qui est disposé à collaborer, afin que les résultats soient obtenus avec la même technique par tous les observateurs. Nous aimerions créer de petits sous-groupes, chacun avec une personne expérimentée qui peut apporter son soutien et ses suggestions aux autres, et discuter avec eux.

Nous prévoyons de publier les résultats dans une revue professionnelle avec un article auquel tous les observateurs actifs participeront en tant qu'auteurs, si les mesures résultantes auront un niveau adéquat et seront en nombre suffisamment important.

Pour plus d'informations sur les sous-groupes dans votre pays ou pour toute question, veuillez contacter Fabio Falchi [email protected] . Des discussions scientifiques entre observateurs auront lieu, si nécessaire, sur Magnitude-6, mailing list http://www.gea.cesca.es/magnitude6/index.html . Les mises à jour les plus récentes de ce protocole d'observation seront publiées sur le site Web Pollution lumineuse en Italie http://www.pd.astro.it/cinzano/. Des rapports sur l'état des travaux seront publiés dans les bulletins d'information de l'IDA.

II. TECHNIQUE DE FONCTIONNEMENT

À l'aide d'un CCD, d'un petit télescope et de filtres photométriques standard, vous pouvez suivre cette procédure pour obtenir la luminosité du ciel nocturne :

Il n'est pas nécessaire que la nuit soit particulièrement claire, en fait notre objectif est d'obtenir plusieurs mesures de luminosité prises dans différentes conditions de transparence. La seule demande est que la condition soit constante pendant les mesures et sans nuages, voiles et brume. Les conditions météorologiques devraient rester constantes et la Lune devrait être bien en dessous de l'horizon (h< -10 ) pendant les mesures.

Éviter éventuellement les sites avec des installations d'éclairage à une distance inférieure à 500 m environ. À l'intérieur des villes, un parc non éclairé pourrait être un bon choix.

Choisissez une ou plusieurs zones de ciel, incluant toujours le zénith, où mesurer la luminosité. Par exemple : le zénith, 8 zones à 45° d'altitude équidistantes en azimut le long de l'horizon et 12 zones à 20° d'altitude tous les 30° en azimut.

Choisissez plusieurs (une douzaine, si possible) étoiles standard photométriques (par exemple Johnson 1963 ou, si vous avez besoin d'étoiles plus faibles, Landolt 1992) ayant une altitude différente (de près du zénith à moins de 30° d'altitude). Les étoiles au-dessus de 60° et celles en dessous de 30° sont particulièrement utiles. Choisissez éventuellement une étoile près de chaque zone où la luminosité sera mesurée.

Prendre des poses d'étoiles standards et déterminer leurs altitudes (par exemple en utilisant un logiciel de planétarium plus tard). Prenez des expositions dans les zones de ciel choisies. Si le temps utilisé pour faire les poses est si long pour suspecter un changement de transparence du ciel, vous devez mesurer à nouveau le nombre d'étoiles standard afin de déterminer un deuxième coefficient d'extinction. Ensuite, prenez la moyenne des deux.

Prenez soin d'enregistrer la latitude, la longitude et l'altitude du site d'observation au-dessus du niveau de la mer aussi précisément que possible (une précision meilleure que 15° serait appréciée), la date, la durée et l'heure de chaque exposition (vérifiez si le logiciel de contrôle de la caméra CCD ne automatiquement), les coordonnées alt-azimutales et équatoriales des zones du ciel et des étoiles mesurées (vous pourrez le faire plus tard en utilisant un logiciel de planétarium et en connaissant exactement la zone du ciel ou l'étoile exposée et l'heure). Gardez une note sur les conditions météorologiques.

a) choisir la ou les bandes photométriques à utiliser et monter le(s) filtre(s) approprié(s).

b) Obtenez des cadres plats de référence et les cadres sombres pour l'exposition nécessaire sur les étoiles.

c) Exposez les étoiles standards. Faites attention à ne saturer aucun pixel.

d) Obtenez des images sombres de référence pour l'exposition nécessaire sur le ciel.

e) Exposez les zones du ciel. N'incluez pas les étoiles brillantes.

Réduisez les images en suivant la procédure standard :

a) de chaque image brute soustraire la trame sombre prise avec le même temps d'exposition (la trame biaisée est supposée être incluse dans la trame sombre) [2] . Du cadre plat (ce devrait être la moyenne de plusieurs expositions) soustrayez l'obscurité appropriée. Divisez l'image brute soustraite sombre par le plat normalisé à la valeur moyenne (généralement cette normalisation est incluse automatiquement dans l'action standard de « diviser par plat » dans le logiciel de contrôle CCD)

b) Sur les expositions d'étoiles, mesurez le nombre total d'étoiles dans une zone couvrant sûrement toute l'image d'étoile (souvent la partie extérieure d'une image d'étoile semble noire même si elle contient des décomptes). Soustraire le ciel compte sur une surface égale de la même image où il n'y a que le fond de ciel. Échelle les comptes au temps d'une seconde.

c) Dans le ciel, les images mesurent le nombre total de pixels dans une zone où il n'y a pas d'étoile. Calculez la surface totale du ciel en arcsec 2 couverte par ces pixels. Mettez à l'échelle le nombre total de ciels dans cette zone en une seconde d'arc carré. Mettez ce nombre à l'échelle à une seconde d'exposition.

Obtenir le facteur d'échelle photométrique et le coefficient d'extinction de l'instrument de cette manière (pour chaque bande étudiée) :

a) Pour chaque étoile standard, calcule les masses d'air: x=1/cosz,z est la distance zénithale. En cas de très basses altitudes (z>70 ) utilisez cette formule plus précise : x= (1 - 0,0012tan 2 z) sec z. Calculer ensuite la variable a=mchat+2.5log IStar, où mchat est la magnitude de l'étoile et jeStar les comptes en une seconde.

b) Graphique oui plus de X et obtenir la meilleure ligne d'ajustement y = a + bx . Il est préférable de calculer non seulement a et b, mais aussi leurs erreurs (e.g.fig.1).

Le facteur d'échelle photométrique C est: C=une et le coefficient d'extinction [3] k est: k = - b

Calculer la luminosité des zones de ciel mesurées : mciel = C 2.5logIciel, Où jeciel est le nombre de ciel en une seconde dans une seconde d'arc carré.

Rapportez vos mesures à votre sous-groupe ou à IDA-Section italienne (aux adresses des auteurs) en incluant toutes les informations nécessaires, telles que : l'ouverture du télescope et le CCD utilisé, la position géographique (latitude, longitude et altitude) de l'observation site, date et heure, coefficient d'extinction dans chaque bande mesurée, coordonnées alt-azimutales et équatoriales des zones du ciel mesurées et leur luminosité dans chaque bande mesurée. Veuillez également inclure une estimation de la magnitude des étoiles les plus faibles visibles dans les images du ciel et la taille de la zone utilisée pour les mesures de luminosité. Si disponible, indiquez également la phase du cycle solaire.

FIGURE 1. Dans cet exemple, le coefficient d'extinction k =0,385 en magnitude par masse d'air et le facteur d'échelle photométrique C = 16,19 grandeurs.

III. ESTIMATION DE LA LUMINOSITÉ ARTIFICIELLE DU CIEL (OPTIONNEL)

Si vous souhaitez estimer vous-même la luminosité du ciel artificiel, vous devez transformer les données de magnitudes/sec d'arc 2 en radiance photonique en ph s -1 cm -2 sr -1 (ou en luminance en cd/ m -2 , pour la bande V uniquement) puis soustrayez la luminosité naturelle du ciel dans les mêmes unités. Des formules de traduction ont été données par Garstang (1986, 1989) en bande B :

b [ph s -1 cm -2 sr -1 ] = 10 ((41.956-B[mag/arcsec^2]) / 2.5) et en bande V :

b [ph s -1 cm -2 sr -1 ] = 10 ((41.438-V[mag/arcsec^2]) / 2.5) ou b [cd m -2 ] = 10 ((12.603-V[mag/arcsec ^2]) / 2.5)


Comment créer une image de traînée d'étoiles

Une bonne traînée d'étoiles peut être fascinante, et les motifs circulaires que vous pouvez produire donneront une nouvelle perspective sur les rythmes du ciel nocturne. Bien que certains regarderont ces photos avec émerveillement, produire une image qui montre le mouvement exact du ciel nocturne sur une heure environ est une technique relativement simple. La beauté de NightCap Camera est qu'elle dispose d'un mode Star Trails intégré, vous n'avez donc pas à faire grand-chose à part l'orientation et le timing.

Pour maximiser le nombre d'étoiles dans l'image finale, attendez une nuit sans lune (la semaine avant que la nouvelle lune soit bonne), choisissez un endroit sombre et à l'abri de la lumière artificielle, placez votre téléphone complètement chargé sur un trépied. Pointez-le vers le nord si vous voulez les cercles classiques (si vous allez vers le sud, vous obtiendrez des courbes). Baissez la luminosité et appuyez sur Go. Attendez une heure. La caméra NightCap produira automatiquement une traînée d'étoiles.


Vérifier les résultats pendant la prise de vue

Lorsque l'étoile est nette, appuyez sur le déclencheur pour prendre une photo. La réduction du bruit fonctionne pendant quelques secondes après la prise de vue, il peut donc s'écouler un certain temps avant que l'image ne s'affiche sur le moniteur.

Agrandissez l'image et vérifiez les résultats. Avez-vous capturé les étoiles?
La prise de vue avec les paramètres ci-dessus peut capturer des étoiles comme indiqué ci-dessous.

Distance focale : 19 mm, diaphragme : 3,5, Vitesse d'obturation : 5 secondes.

Une partie de la constellation d'Orion agrandie sur l'écran de lecture. Les étoiles sont capturées comme des points lumineux.

Si l'ensemble de l'image est trop clair ou trop sombre, prenez plusieurs photos avec des réglages de sensibilité et de vitesse d'obturation différents. Plus la sensibilité est élevée, plus l'image est lumineuse et vous pouvez prendre des photos à des vitesses d'obturation plus rapides, mais si la sensibilité est trop élevée, l'image peut avoir du bruit et sa résolution peut être dégradée. De plus, si le moniteur est trop lumineux, vous ne pourrez peut-être pas déterminer correctement la luminosité de l'image. Lors d'une prise de vue dans un endroit sombre, nous vous recommandons de régler la luminosité du moniteur à un niveau inférieur à celui utilisé pendant la journée.

Si les étoiles ne sont pas capturées telles que vous les voyez, vous pouvez vérifier les images sur l'écran de lecture pour voir si elles sont floues, trop lumineuses ou trop sombres, et recommencer.
Il est également possible que le ciel soit devenu plus nuageux entre le moment où vous l'avez vu et celui où vous l'avez photographié.


7 faits accrocheurs sur la Bright Star Vega

Si vous êtes déjà sorti pour une nuit d'observation des étoiles, vous l'avez probablement remarqué : certaines étoiles dans le ciel sont plus brillantes que d'autres. Un certain nombre de facteurs jouent un rôle dans la façon dont les étoiles brillantes nous apparaissent sur Terre, et les astronomes ont étudié certaines d'entre elles de manière approfondie pour comprendre pourquoi elles sont si lumineuses. L'une de ces étoiles est Vega, une étoile brillante de la séquence principale de la constellation de la Lyre.

Vega est facilement l'une des étoiles les plus visibles dans le ciel nocturne, mais son importance va bien plus loin. Les astronomes étudient Vega depuis des milliers d'années et continueront probablement à le faire grâce au rôle spécial que Vega joue dans notre ciel tous les 25 000 ans environ. Voici quelques faits révélateurs à ce sujet.

1. Vega est connue pour sa luminosité

L'étoile Vega est exceptionnellement accrocheuse - c'est la cinquième étoile la plus brillante du ciel nocturne.

Vega est située dans la constellation de la Lyre, qui n'est pas une constellation que la plupart des gens peuvent distinguer en regardant le ciel nocturne. Néanmoins, elle fait partie des étoiles les plus étudiées du ciel. Vega a été la première étoile après notre soleil à être photographiée et à avoir son spectre lumineux enregistré.

Les étoiles peuvent sembler brillantes pour plusieurs raisons : parce qu'elles sont proches ou parce qu'elles brillent de mille feux. Dans le cas de Vega, c'est les deux. "Vega est brillant parce qu'il est grand, chaud et proche de nous", explique l'astronome Roy Alexander, qui est un délégué officiel de l'International Dark-Sky Association au Royaume-Uni - parmi de nombreux autres projets d'astronomie auxquels il participe.

Plus précisément, Vega est relativement proche de notre soleil, à seulement 25 années-lumière. C'est aussi l'une des étoiles les plus lumineuses de notre voisinage galactique.

"Vega est une étoile spectrale de type A0 V blanche/bleue, ce qui signifie qu'elle a beaucoup de bleu dans son spectre", explique Alexander. "Le bleu est assez facilement visible pour les humains dans le ciel nocturne, ce qui nous aide probablement à le voir aussi comme une étoile beaucoup plus brillante."

Enfin, notre point de vue sur Vega nous aide à le voir plus clairement : "Vega est beaucoup plus chaud à ses pôles qu'à son équateur", explique Alexander. "Nous le voyons comme des pupilles "pôles" - c'est-à-dire que l'un de ses pôles pointe vers nous. Cela ajoutera un élément à la raison pour laquelle il est plus lumineux."

2. C'est aussi un gros

Vega est une étoile massive, environ deux fois plus grosse que notre propre soleil. Alors que la taille a relativement peu d'impact sur la façon dont les étoiles brillantes nous apparaissent en raison de l'échelle massive des distances dans l'espace, la taille, la proximité et la distance de Vega se conjuguent pour en faire l'une des étoiles les plus brillantes que nous puissions voir.

3. C'est l'étoile unique et future du pôle Nord

Vega est également spéciale car elle était l'étoile du pôle Nord vers 12000 avant notre ère. et le sera à nouveau vers l'an 13727. Les astronomes ont étudié les changements dans l'inclinaison axiale de la Terre (également appelée précession axiale) pour déterminer que Polaris n'a pas toujours été l'étoile polaire - mais Vega l'était autrefois et le sera encore.

4. Vous avez probablement vu Vega sans le savoir

Vega est visible à l'œil nu en fait, vous l'avez probablement déjà vu sans vous en rendre compte. Pour la plupart des gens qui observent les étoiles dans l'hémisphère nord, Vega est visible toute la nuit et tous les soirs de l'année. Plus au sud, vous ne verrez peut-être Vega que pendant les mois d'été, lorsqu'elle forme l'astérisme du "Triangle d'été" avec d'autres étoiles brillantes Altair et Deneb.

Pour repérer Vega dans le ciel nocturne, vous ne pourrez peut-être pas repérer la constellation de la Lyre dont elle fait partie. Cherchez plutôt la croix formée par les étoiles de la constellation du Cygne, le Cygne. Vega est l'étoile brillante sous l'une des "ailes" du cygne. Selon la période de l'année et votre latitude sur Terre, vous pourriez voir Cygnus directement au-dessus ou dans la partie nord du ciel.

5. Cela peut sembler plus faible

Vega ne s'est pas assombri de manière significative au cours de notre observation céleste. "Cela semble assez stable au fur et à mesure que les étoiles disparaissent et seulement légèrement variable", dit Alexander. "Je doute qu'il ait été plus faible, sauf lorsqu'il s'agissait d'une proto-étoile il y a environ un demi-milliard d'années."

Cependant Vega s'assombrit régulièrement car c'est une étoile variable. Cela signifie que sa magnitude apparente change de manière prévisible en raison de la rotation de l'étoile. La magnitude moyenne de Vega est de 0,03, mais elle varie de -0,02 à 0,07 si vous êtes curieux de savoir pourquoi la magnitude apparente de Vega est si proche de zéro, c'est parce que l'astronome britannique Norman Pogson a utilisé Vega comme étoile de base pour développer l'échelle de magnitude pour la luminosité des étoiles. nous apparaît !

6. C'est une jeune étoile, comparée à notre soleil

Malgré sa taille massive, les astronomes calculent que Vega n'a qu'environ un dixième de l'âge de notre soleil et approche probablement de l'âge moyen dans son cycle de vie stellaire. Étant donné que notre soleil a environ 4,5 milliards d'années, Vega n'a que 450 millions d'années et ne peut vivre que 450 millions d'années supplémentaires. Notre soleil continuera à briller encore 4 milliards d'années après que Vega se soit réduite à une naine blanche.

7. Son nom a des racines arabes

Comme de nombreuses stars, Vega tire son nom de la langue arabe. Après tout, de nombreux documents originaux d'astronomie grecque antique ont été traduits en arabe pour les préserver pour les astronomes modernes.

Selon Cyril Glassé dans "The New Encyclopedia of Islam", Vega est probablement une translittération du mot arabe "wāqi'", qui signifie "chute" ou "atterrissage". Cela vient de la phrase an-nasr al-wāqi' qui signifie "l'aigle qui tombe" et a été documenté dans Al Achsasi al Mouakket, un catalogue d'étoiles publié par l'astronome égyptien Muḥammad al-Akhṣāṣī al-Muwaqqit au milieu du XVIIe siècle.

Bien que nous ne puissions pas en être certains, le "nom" de Vega faisait probablement partie de la façon dont les astronomes arabes ont placé Vega dans leur propre système de constellations, similaire à d'autres noms et termes d'étoiles arabes.

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Vega a été la première star à porter son nom à une voiture et a depuis inspiré de nombreux autres véhicules. Au début du 20e siècle, la société aérospatiale américaine Lockheed a développé l'avion à six places Vega. Sur Terre, la voiture française Facel Vega a été la première automobile nommée d'après une star au milieu des années 1950. Chevrolet a sorti un modèle de voiture Vega en 1971. L'Agence spatiale européenne dispose également d'un système de lancement Vega de fusées et de propulseurs utilisés pour envoyer des satellites dans l'espace. .