Astronomie

Existe-t-il une API pour obtenir les données d'inclinaison axiale du corps du système solaire ?

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J'aimerais obtenir des informations sur la période de rotation et l'inclinaison axiale des principaux corps du système solaire et des principales lunes, au fil du temps.

Existe-t-il une API pour cela ?

J'ai vérifié l'API Horizons et la boîte à outils CSPICE de JPL, mais pour autant que j'aie vu, les périodes d'inclinaison et de rotation axiales sont des constantes, et non des valeurs pouvant être récupérées à différents moments.


Astronomie d'observation

Questions papier :
- (1) La période du jour de la planète dépend-elle de sa circonférence ?!
- (2) Pourquoi Jupiter Motion dépend de la circonférence de la Terre et de la Lune ? c'est à dire.
o (1er point) Quel est l'effet de Jupiter sur le mouvement de la Terre et de la Lune ?
o (2ème côté) la Lune de la Terre a-t-elle un effet similaire sur d'autres planètes ?

- Saturne se déplace pendant sa période diurne d'une distance = sa circonférence, et Jupiter fait le même travail avec une erreur (4%) seulement… à cause de ces 2 planètes j'ai suggéré la règle (La Période du Jour Planète est définie par la distance de mouvement = Circonférence de la planète)
- Aucune autre planète ne suit la règle, donc aucune crédibilité à utiliser comme règle générale
- Mais
- Avant d'abandonner, nous devons analyser le point source à partir duquel cette règle est créée, qui était l'effet Terre Lune sur le mouvement de Jupiter !
- Où
- La lune (10921 km) a besoin de tourner autour de son axe 13,1 fois pour parcourir une distance = 142984 km = diamètre de Jupiter - de l'autre côté - vitesse de Jupiter = 13,1 km/sec, par cette vitesse Jupiter elle-même a besoin de se déplacer de 10921 secondes pour passer une distance=son diamètre
- Parce que les données sont intéressantes.. nous ne pouvons pas nous donner avant de voir pourquoi ces données sont si intéressantes et aussi de demander si la lune peut pratiquer un tel effet sur Jupiter !! On peut se demander s'il a des effets similaires sur d'autres planètes
- Par quelle force la lune peut-elle exercer n'importe quel effet ? Là où la masse de la lune est si petite, mais les données ne peuvent pas être simplement invoquées par pure coïncidence - nous avons l'obligation de voir s'il y a une nécessité géométrique derrière…


Existe-t-il une API pour obtenir les données d'inclinaison axiale du corps du système solaire ? - Astronomie

Ce référentiel GitHub n'est qu'un miroir de cette bibliothèque logicielle officielle de l'Observatoire naval des États-Unis, avec le code modifié pour rendre possible sa publication sur le Python Package Index en tant que package novas. Aucun des auteurs réels de la bibliothèque n'est impliqué dans ce référentiel. Sa documentation officielle est ici :

NOVAS est un ensemble intégré de fonctions pour le calcul de diverses quantités couramment nécessaires en astronomie positionnelle. Le package peut fournir, en un ou deux appels de fonction, les coordonnées instantanées de n'importe quelle étoile ou corps du système solaire dans une variété de systèmes de coordonnées. À un niveau inférieur, NOVAS fournit également des transformations utilitaires astrométriques, telles que celles pour la précession, la nutation, l'aberration, la parallaxe et la déviation gravitationnelle de la lumière. Les calculs sont précis à mieux qu'une milliseconde d'arc. La bibliothèque NOVAS est une installation facile à utiliser qui peut être incorporée dans des programmes de réduction de données, des systèmes de contrôle de télescopes et des simulations. Les parties américaines de L'almanach astronomique sont préparés avec NOVAS.

Avec NOVAS Py, l'USNO étend NOVAS au langage de programmation Python. Le module NOVAS Py est simplement un wrapper autour du code NOVAS C tous les calculs sont toujours effectués par le code C. NOVAS Py utilise le module ctypes de Python.

Le module NOVAS Py est installé à partir du répertoire source de niveau supérieur avec la commande python setup.py install . Si plusieurs versions de Python sont installées, le package NOVAS Py sera installé pour la version utilisée pour exécuter le script setup.py. Notez que vous aurez peut-être besoin de privilèges de superutilisateur ou d'administrateur pour installer le package.

NOVAS nécessite l'accès à une éphéméride du système solaire de haute précision afin de calculer les emplacements des corps du système solaire et les emplacements des étoiles de la plus haute précision. Des groupes aux États-Unis, en France et en Russie construisent maintenant des éphémérides du système solaire de haute précision. NOVAS est capable d'utiliser des éphémérides du système solaire qui utilisent le format d'exportation de JPL, par exemple, les « éphémérides de développement », désignées par « DEnnn », qui sont produites par JPL aux États-Unis. lecture et interpolation d'un fichier éphéméride binaire à accès direct.

Avant d'utiliser une fonctionnalité NOVAS nécessitant un accès aux éphémérides, vous devez d'abord ouvrir le fichier avec la fonction ephem_open ( de novas.compat.eph_manager import ephem_open ). Vous devez soit transmettre à ephem_open le chemin du fichier d'éphémérides binaire que vous souhaitez utiliser, soit définir le chemin dans une variable d'environnement nommée EPHEMERIS_FILE . Si vous choisissez de faire ce dernier, vous pouvez alors appeler ephem_open sans passer d'arguments à la fonction.

Consultez le Guide de l'utilisateur NOVAS C pour savoir comment créer le fichier d'éphémérides binaire.

La première phase de NOVAS Py est censée ressembler à NOVAS C. Pour la plupart, les appels de fonction en Python correspondent aux appels de fonction en C. Tous les résultats sont renvoyés par la fonction. Certaines entrées de fonction ont été réorganisées afin que la fonction puisse prendre en charge des entrées optionnelles.

Les fonctions NOVAS se trouvent sous l'espace de noms novas.compat. Les fonctions de eph_manager.c , solsys1.c et nutation.c se trouvent respectivement sous novas.compat.eph_manager , novas.compat.solsys et novas.compat.nutation .

NOVAS Py inclut un fichier de constantes copié à partir du fichier de constantes NOVAS C, ce fichier n'est fourni qu'à des fins de cohérence avec le package NOVAS C. Étant donné que les fonctions NOVAS C encapsulées sont celles où les constantes sont utilisées et que ces fonctions obtiennent les constantes du fichier de constantes NOVAS C, toute modification des constantes dans le fichier de constantes NOVAS Py n'aura aucun effet.

Les codes de retour d'erreur des fonctions NOVAS C sont traités en levant une exception appropriée. Cependant, étant donné la façon dont NOVAS C traite les codes d'erreur, il a été constaté que certains codes de retour des fonctions C de niveau supérieur peuvent représenter plus d'une erreur. Dans ces cas, le développeur choisit ce qui est considéré comme le code d'erreur le plus probable ou le plus important à transformer en exception. Tous les codes d'erreur possibles se trouvent dans les dictionnaires c_error attachés à chaque objet de fonction C, dans chaque fonction wrapper, mais ceux avec des numéros en double sont commentés à ce stade.

Certains tests sont disponibles dans le répertoire source des tests, ils sont conçus pour fonctionner avec Python >= 2.7. Pour exécuter les tests avec Python 2.5 ou 2.6, installez d'abord le module unittest2


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La merveille des objets lointains dans le ciel a toujours été un mélange spirituel édifiant de science et de religion. L'astronomie est la quête éternelle pour donner un sens à tout ce qui se trouve dans le ciel au-delà des nuages.

Le trait le plus distingué des corps célestes est leur régularité. Chaque matin, le Soleil se lève, une fois par mois, la Lune passe par ses phases, et une fois par an, les motifs des étoiles parcourent leur affichage nocturne. Comme en témoignent les nombreux premiers observatoires qui ont marqué la régularité de ces événements, on pourrait affirmer que la science et même la civilisation ont commencé avec l'astronomie. En reconnaissant d'abord les événements ordonnés dans le ciel, l'humanité a lentement réalisé que nous existons dans un univers rationnel.

La science est basée sur la croyance que nous existons dans une réalité rationnelle. Il s'ensuit que les preuves physiques sont la base que nous devrions utiliser pour soutenir toutes nos croyances concernant notre univers. Les étudiants en sciences atteindraient une meilleure compréhension des sciences si ce principe fondateur de la science était clairement énoncé au début de tous les cours de sciences.

Contrairement à la science, la religion est basée sur la foi et n'a donc pas besoin de preuves physiques pour étayer ses croyances. Sans l'exigence de preuves à l'appui, la popularité devient le critère le plus important pour qu'une religion réussisse. Les religions atteignent leur popularité en promouvant des croyances qui font que les gens se sentent spéciaux.

Ce chapitre montre pourquoi la Terre devrait être, et il y a des millions d'années, la planète terrestre avec l'atmosphère la plus épaisse.

Théorie des probabilités et destin

Tout au long de l'histoire, l'humanité a souvent trébuché pour voir la vérité à cause de sa croyance en sa propre importance. Il y a des siècles, le travail de Galilée était d'autant plus difficile à faire accepter le modèle héliocentrique du système solaire, car la plupart des gens supposaient simplement que la Terre devrait être au centre de l'univers.

Aujourd'hui, la science est à nouveau freinée à cause de la croyance de l'humanité en sa propre importance. Même si la plupart des astronomes ont des croyances laïques, il est difficile pour la plupart des gens de surmonter le sentiment populaire qu'il existe un destin dans nos vies qui va au-delà des expériences réelles de notre réalité. Il n'y a aucune preuve qui soutient le concept de destin.

Backgammon avec des dés : la probabilité des résultats est ce qui détermine souvent la réalité.

Toutes les preuves montrent que notre réalité est fermement basée sur la théorie des probabilités. Cela peut ne pas rendre certaines personnes heureuses, mais la science ne consiste pas à faire en sorte que les gens se sentent bien, mais plutôt à déterminer la vérité concernant notre réalité. Alors que la vérité peut au début nous bouleverser, une fois que nous acceptons les faits scientifiques, nous sommes mieux en mesure de comprendre et d'interagir avec succès avec notre réalité. Cette objectivité est nécessaire pour comprendre notre système solaire.

Cette difficulté qu'ont les gens à abandonner la notion erronée de destin se voit dans l'attachement que de nombreux scientifiques religieux ont pour la citation d'Einstein « Dieu ne joue pas aux dés ». L'implication est qu'il y a un destin au fonctionnement de l'univers guidé par un être suprême. Mais bien que cela ait pu être une croyance religieuse personnelle d'Einstein, ce n'est pas une déclaration scientifique. La théorie des probabilités est fondamentale pour comprendre de nombreuses disciplines scientifiques telles que la deuxième loi de la thermodynamique, la physique quantique et la théorie de l'évolution pour n'en citer que quelques-unes. Qu'il s'agisse de radioactivité, de réactions chimiques, d'interactions biologiques ou même d'éclairs, toute notre réalité est basée sur la théorie des probabilités.

En appliquant la théorie des probabilités plutôt que de croire au destin, nous nous donnons les moyens de prendre des responsabilités et de prendre des décisions judicieuses. Une personne qui croit au destin peut conduire chez elle en état d'ébriété en supposant qu'elle arrivera chez elle grâce à l'aide de son ange gardien ou qu'elle aura un accident à cause de la volonté de Dieu. Alors qu'un individu plus sage, rationnel et plus responsable considère les chances des résultats possibles de ses actions et fait de bons choix en fonction de ces chances. Les gens prennent de meilleures décisions lorsqu'ils appliquent la théorie des probabilités dans leur processus de prise de décision, tandis qu'en revanche les gens qui croient au destin s'exonèrent de leurs responsabilités.

Nous devons reconnaître que notre réalité est un mélange d'événements hautement probables où nous pouvons faire des choix, et d'événements improbables imprévisibles sur lesquels nous avons peu ou pas de contrôle. Pour la plupart des aspects de notre vie, nous pouvons évaluer nos risques, faire des choix et assumer la responsabilité de nos actions. Alors que pour d'autres situations, telles que les catastrophes naturelles qui peuvent nous coûter la vie ou celle de nos proches, nous devons faire la paix en acceptant notre douceur envers la nature.

Contemplez les étoiles et essayez d'imaginer l'étendue de notre univers. Notre galaxie de la Voie lactée est immense au-delà de l'imagination et pourtant ce n'est qu'une galaxie parmi des milliards et des milliards de galaxies de l'univers. Notre existence sur Terre est insignifiante pour ces objets cosmiques. Mais en acceptant notre douceur, notre esprit est ouvert à la compréhension de notre univers.

Il n'y a rien de mal à penser que notre Terre est un endroit très spécial, la Terre est un endroit très spécial. Mais pour comprendre notre Terre et notre système solaire, nous devons réaliser que ces objets ne sont pas spéciaux parce que nous sommes ici, mais plutôt nous sommes ici parce que ces objets sont spéciaux. Des événements improbables mais apparemment ordinaires ont eu lieu dans leur formation qui ont créé les conditions uniques menant à l'évolution de la forme de vie avancée connue sous le nom d'êtres humains.

La formation de notre système solaire

Des preuves photographiques de parties de notre galaxie favoriseraient la croyance que les systèmes solaires se forment à partir de nuages ​​de poussière cosmiques. C'est peut-être le meilleur endroit pour commencer à expliquer la formation du système solaire plutôt que d'essayer de remonter plus loin pour déterminer la source du nuage de poussière.

La plupart des idées sur la formation d'un système solaire commencent par la contraction nébulaire. La contraction nébulaire est le résultat de la petite attraction gravitationnelle que chaque particule de poussière ressent vers le centre du nuage de poussière, ce qui fait que la poussière converge lentement vers le point central.

L'une des caractéristiques des galaxies spirales est qu'elles tournent. L'origine de cette rotation au départ est discutable. Mais quelle que soit la légère rotation présente au début, la rotation devient beaucoup plus importante à mesure que le nuage se contracte. Cette rotation plus rapide au fur et à mesure que le nuage se contracte est nécessaire pour être en conformité avec la conservation du moment cinétique.

La poussière qui s'approche du centre le long de l'équateur de rotation est déviée latéralement, tandis que la poussière s'approchant le long de tout chemin autre que l'équateur n'est pas obstruée pour atteindre le centre. Le résultat des forces gravitationnelles, de la conservation du moment angulaire et des forces centripètes conduit notre nuage de poussière à se contracter pour prendre la forme d'une sphère centrale en rotation avec un disque de matière en rotation s'étendant à partir de son équateur.

Un problème courant en astronomie est que nous aimerions assister à des événements tels que celui-ci et pourtant le temps requis pour la plupart des événements astronomiques est si vaste par rapport à notre propre durée de vie que tout ce que nous avons est essentiellement une collection d'images fixes. Cependant, il existe une solution à ce problème en ce sens que si nous sommes en mesure de collecter suffisamment d'images fixes d'un objet à différents stades de développement, puis, espérons-le, de les assembler dans le bon ordre, nous pouvons « être témoins » de ces événements cosmiques.

Mais bien que cela puisse fonctionner pour les étoiles et les galaxies, il n'y a pas assez de lumière provenant de la poussière lointaine en train de former des systèmes solaires pour que nous puissions assister directement à l'évolution d'un système solaire. Mais encore une fois, il existe une solution à cela en substituant éventuellement l'évolution d'une galaxie spirale à l'évolution d'un système solaire.

Notre système solaire, les systèmes satellites des planètes joviennes et la forme des galaxies spirales semblent tous avoir la même forme. C'est-à-dire que pour toutes ces entités, la grande majorité de la masse de chaque système est située au centre, la masse restante tournant dans un disque autour de l'équateur de rotation du centre. La forme commune de ces systèmes semblerait impliquer que l'interaction entre la contraction gravitationnelle, la conservation du moment angulaire et les forces centripètes opère de la même manière. Malgré la grande différence de taille, les étoiles d'une galaxie sont comme les particules de poussière d'un système solaire en formation.

Mais maintenant, nous arrivons à la prochaine étape dans la compréhension de la formation d'un système solaire où notre analogie avec les galaxies spirales ne nous mènera pas plus loin. Contrairement à nos particules de poussière, les étoiles ne peuvent devenir si grosses. Même si les étoiles peuvent être extrêmement grandes, certaines étant de plusieurs magnitudes plus grandes que notre propre Soleil, il y a une limite à leur taille. Sur la base de principes et de calculs scientifiques, les étoiles massives devraient avoir des pressions et des températures extrêmes à leur cœur, dépassant de loin celles des étoiles plus petites. Ces conditions extrêmes au sein des étoiles massives les feraient brûler extrêmement rapidement, de sorte qu'elles auraient une durée de vie de quelques millions d'années seulement. Contrairement aux étoiles les plus grandes, les preuves indirectes impliquent que les étoiles plus petites ont une durée de vie de milliards, voire de centaines de milliards d'années.

Nous devons maintenant considérer comment le disque tournant de poussière s'agglutine pour former les planètes, un problème plus embarrassant que ce que la plupart des gens réalisent. La gravité n'est efficace que lorsqu'il y a une très grande masse impliquée. Ainsi, bien que la gravité soit efficace pour attirer les particules vers le centre du nuage de poussière, elle est un attracteur inefficace entre les minuscules particules de poussière elles-mêmes.

Lorsque nous recherchons d'autres forces d'attraction, nous constatons que les forces électrostatiques et électromagnétiques sont plus efficaces lorsque les particules sont les plus petites. Au niveau microscopique, un léger déséquilibre de charge produit une forte force d'attraction. De même, les minuscules particules métalliques ont un dipôle magnétique directionnel qui est efficace pour attirer d'autres minuscules particules métalliques. Mais dans les deux cas, la force de ces forces diminue à mesure que la taille de l'objet augmente. Les forces électrostatiques et magnétiques deviennent inefficaces une fois que les particules ont atteint la taille d'un grain de sable. Cela laisse un espace entre les petites particules maintenues ensemble par les forces électrostatiques et électromagnétiques et la force gravitationnelle qui est efficace sur des objets de la taille d'une lune ou plus.

L'indice de ce qui pourrait maintenir ensemble la poussière nébulaire peut provenir de l'observation de la poussière qui maintient ensemble sur Terre. Sur Terre, les environnements poussiéreux sont les environnements secs. En effet, au niveau microscopique, l'eau est souvent la substance collante qui maintient les choses ensemble. Comme cela a été expliqué dans le chapitre sur l'atmosphère épaisse, l'eau est une molécule électro-dipôle. Le dipôle de la molécule d'eau est capable de produire une force électrostatique locale même s'il fait partie d'un objet plus grand qui a une charge globale neutre. Il semble que la croissance des cristaux de glace soit le mécanisme qui permet aux petites particules de poussière de nébuleuse et aux composés non attachés de s'agglutiner pour finalement devenir des lunes et des planètes beaucoup plus grosses.

À seulement une petite distance, un électrodipôle semble être électriquement neutre, la force d'un champ électrodipôle diminue avec la distance en fonction de un sur la distance au cube. Ainsi, bien que le dipôle d'eau soit efficace pour connecter les particules entre elles, il n'est que modérément efficace en tant qu'attracteur de particules qui ne sont pas assez proches pour se cogner à côté de lui. Ainsi, un système solaire en formation et compactage devrait d'abord atteindre une densité élevée de particules se cognant les unes contre les autres avant que ce processus d'agglutination devienne efficace. Pourtant, une fois qu'il y a une densité élevée, les minuscules amas de glace sale continueraient à connecter ensemble plus de matériau sur leur chemin pour devenir de la taille de petites lunes. Lorsqu'elles atteindraient cette taille, les forces gravitationnelles deviendraient alors efficaces pour accélérer davantage le processus d'accrétion. Ces corps en croissance balayeraient le disque en rotation des autres minuscules poussières jusqu'à ce qu'elles, les planètes et leurs systèmes satellites soient tout ce qui reste.

Certaines des preuves à l'appui de cette idée sont le fait que la glace d'eau est le composant principal de nombreux petits objets de notre système solaire : les comètes, les objets de la ceinture de Kuiper, les plus petites lunes des planètes extérieures et même les anneaux de Saturne. .

Appliquer le modèle d'accrétion pour comprendre notre système solaire

Lorsque nous examinons les caractéristiques extérieures des planètes de notre système solaire, presque chacune d'entre elles semble si étrangère aux autres qu'il peut être difficile de croire qu'elles pourraient avoir une ascendance commune. Mais en partant de leur début commun en tant que disque tournant de poussière de nébuleuse puis en appliquant nos connaissances des principes de physique et de chimie, nous pouvons comprendre comment ces planètes ont évolué jusqu'à leur état actuel.

Au cours des deux dernières décennies, les astronomes ont découvert des planètes en orbite autour d'étoiles proches et, dans certains cas, des astronomes ont trouvé quelques planètes en orbite autour d'une étoile, confirmant ainsi l'existence d'autres systèmes solaires. Cependant, la détection de ces planètes est à la frontière de la technologie, de sorte que la période orbitale, le rayon et la masse de la planète représentent à peu près tout ce que l'on sait de ces planètes. Les méthodes utilisées pour détecter ces planètes favorisent la recherche des planètes les plus massives qui sont proches de leur étoile et ainsi plusieurs de ces grandes planètes ont été trouvées. La masse d'une planète semble avoir peu ou pas de relation avec le rayon orbital de la planète.

Environ 99,8% de la matière de notre propre système solaire est contenue dans le Soleil et, sur la base des principes scientifiques, il semblerait raisonnable que les autres systèmes solaires aient à peu près la même répartition inégale de la masse. Le pourcentage de matériau constituant les planètes est si faible par rapport à l'étoile en formation que le matériau entrant dans le disque de formation n'est en fait que le reste de la ferraille. Par conséquent, dans la formation de ces systèmes solaires, les différences apparemment insignifiantes entre un nuage de nébuleuse et un autre auraient tendance à produire des différences importantes dans les dispositions finales de chaque ensemble de planètes.

Ainsi, par exemple, contrairement à notre propre système solaire, la troisième planète à partir de l'étoile centrale n'a pas besoin d'être la plus grande des planètes intérieures, tout comme la planète jovienne la plus proche n'a pas besoin d'être la plus grande planète au total. Chaque nébuleuse de départ unique produit une distribution unique en ce qui concerne la masse attribuée à chaque planète en orbite.

Outre la masse, une autre variable presque aléatoire serait l'inclinaison de rotation de chaque planète. Encore une fois, c'est la forme unique du nuage nébulaire tourbillonnant initial rassemblé qui détermine ces résultats de la masse et de l'inclinaison axiale de chaque planète. De plus, une fois que le nuage principal prend la forme de sphère/disque, les formes de sphère/disque beaucoup plus petites commencent à former les systèmes satellites. Sur la base de notre propre système solaire, les planètes ainsi que leurs satellites auraient tendance à favoriser une rotation dans le même sens que leur étoile hôte et son disque de matière en rotation. Mais alors qu'une direction axiale de rotation similaire semble être favorisée, ce n'est clairement pas une exigence. Uranus est inclinée de 98 degrés sur le côté tandis que Vénus a une rotation de 177 degrés, ce qui signifie qu'elle tourne dans le sens inverse des autres planètes.

Ainsi, la première idée clé qui vient du modèle de contraction de la nébuleuse est que la masse et l'inclinaison de rotation de chaque planète sont des résultats plus ou moins aléatoires dérivés de la forme unique du nuage nébulaire d'origine. Dans la construction de chaque système solaire, ce serait comme si la masse et l'inclinaison axiale de chaque planète étaient déterminées par quelqu'un lançant un dé. Si vous voulez appeler cette personne imaginée Dieu, alors Dieu joue très certainement aux dés.

Bien sûr, il est important pour nous que notre Soleil ait une masse de 2,0 E30 kg et que la troisième roche de cette étoile se trouve à 1,5 E11 m, ait une masse de 6,0 E24 kg et une inclinaison en rotation de 23,5 degrés. Sans ces caractéristiques clés et quelques autres, les êtres humains auraient évolué très différemment ou pas du tout. Mais nous n'avons pas besoin de nous demander pourquoi ces caractéristiques sont telles qu'elles sont, car du point de vue du cosmos, notre système solaire n'est qu'un des millions ou des milliards de résultats possibles. Les êtres humains existent dans cette partie de la Voie Lactée, dans cette partie de l'univers sans autre raison que la chance stupide.

La prochaine idée importante que nous tirons de notre modèle simple est que malgré les apparences extérieures des planètes, elles ont été initialement créées à partir de la même soupe de matériaux. Initialement, lorsque le nuage de la nébuleuse a pris la forme sphère/disque, la matière constituant le disque aurait été homogène ou du moins très proche. Tout au plus peut-il y avoir eu des différences de composition entre la poussière la plus proche du centre et la poussière la plus éloignée. Mais la composition initiale des planètes voisines, disons Vénus, Terre et Mars serait presque identique.

Le dernier aperçu utile tiré de notre modèle provient de la deuxième étape de la formation du système solaire. Pour cette deuxième étape de formation, il a été émis l'hypothèse que l'eau serait l'agent de liaison maintenant ensemble les protoplanètes initiales. Ainsi, au départ, les lunes et les planètes avaient de la glace d'eau en leur cœur et une fois que ces objets sont devenus gros et chauds, l'eau migrait alors vers la surface de chaque planète.

Nous sommes maintenant prêts à voir comment une boule de neige sale et glacée devient une planète.

L'évolution des planètes de notre système solaire

L'évolution d'une planète ou d'une lune est principalement contrôlée par sa masse et sa position orbitale.

Les petits objets éloignés du Soleil n'ont pas beaucoup évolué. Ceux-ci incluent les plus petites lunes des planètes joviennes et les objets de la ceinture de Kuiper. Ces objets sont nés comme des objets de glace sales et ils restent donc pour toujours.

La seule exception concerne les objets de la ceinture de Kuiper qui sont projetés sur la trajectoire d'une ellipse allongée les amenant près du Soleil à intervalles réguliers. Une fois que cela se produit, ces objets sont alors des comètes. Les comètes perdent de la matière à chaque visite qu'elles font autour du Soleil de sorte qu'après plusieurs passages elles se désintègrent.

La masse est le critère évolutif le plus important des objets qui restent loin du Soleil. La première étape de l'évolution d'un objet céleste est de gagner suffisamment de masse pour passer d'une forme étrange de pomme de terre à celle d'une sphère. Cette transition se produit lorsqu'un objet a rassemblé suffisamment de matière pour que les forces gravitationnelles surmontent les forces électrostatiques conservant sa forme originale pour briser la forme étrange de la pomme de terre et reformer le noyau en une forme sphérique.

Beaucoup des plus petites lunes des planètes joviennes atteignent ce stade mais ne vont pas plus loin. Si l'on exclut les astéroïdes, toutes ces petites lunes ont une densité globale d'environ 1,1 g/cm 3 . Si la glace d'eau et la quantité relativement faible de poussière sont les principaux ingrédients des petites lunes et des objets KOB, alors une densité de 1,1 g/cm 3 semble logique. La glace a une densité de 0,917 g/cm 3 et donc ajouter un petit pourcentage de poussière métallique à haute densité à la glace augmenterait la densité moyenne de ces lunes à 1,1 g/cm 3 .

Il serait logique qu'elles aient toutes une densité de 1,1 g/cm 3 si ce n'était pour les lunes les plus éloignées ramassant des poussières métalliques supplémentaires. Les lunes d'Uranus ont des densités comprises entre 1,4 et 1,7 g/cm 3 . Non seulement les lunes les plus éloignées ramassent de la poussière métallique, mais les planètes les plus éloignées ramassent également des métaux lourds. Après Saturne ayant la densité la plus faible de toutes les planètes, Uranus a une densité de 1,27 g/cm 3 et la planète la plus éloignée, Neptune, a une densité de 1,64 g/cm 3 . Apparemment, les planètes et les lunes les plus éloignées collectent de la poussière métallique parasite qui est attirée par notre système solaire.

Une autre façon pour une lune d'atteindre une densité élevée est de croître par accrétion pour devenir l'une des plus grandes lunes. Les trois plus grosses lunes des planètes joviennes, Titan de Saturne et Ganymède et Callisto de Jupiter, ont toutes une densité de 1,9 g/cm 3 . Le matériau plus grand produit des forces gravitationnelles plus importantes produisant de la chaleur et de la pression qui font fondre une partie de la glace intérieure de la lune qui migre ensuite vers la surface. Le résultat est une augmentation de la densité de l'intérieur de la lune.

Les corps célestes restants qui ont obtenu des densités plus élevées que cela l'ont fait grâce à l'application des forces gravitationnelles des marées.

Chauffage marémotrice des planètes et des lunes

Les planètes de notre système solaire tournent autour du Soleil car elles ressentent chacune une attraction gravitationnelle vers le Soleil. Le Soleil à son tour ressent une force d'attraction égale vers chacune des planètes. L'attraction gravitationnelle entre deux corps est calculée comme suit :

où F est la force, G est la constante de gravité universelle égale à 6,67 E-11 N m 2 /kg 2 , M 1 et M 2 sont la masse de l'objet un et de l'objet deux, et R est la distance entre le centre du masse des deux objets.

Alors que les forces d'attraction sur chacun des deux objets sont de magnitude égale, la magnitude du champ gravitationnel entourant chaque objet peut être radicalement différente. La magnitude du champ gravitationnel du Soleil est beaucoup plus grande que le champ gravitationnel de la Terre. Le champ gravitationnel est le plus fort lorsque nous sommes à proximité d'un objet massif. La force du champ gravitationnel g est donnée par :

Une planète en rotation dans un fort champ gravitationnel évolue vers une plus grande densité en raison des forces de marée qui génèrent de la chaleur interne. La force de ces forces de marée est proportionnelle à la force du gradient gravitationnel. La force du gradient gravitationnel est calculée comme

où delta g sur delta R est le gradient gravitationnel, G est la constante de gravité universelle, M est la masse de l'objet massif central tel que le Soleil ou l'une des planètes joviennes, et R est la distance de cet objet. Le signe négatif signifie simplement que la force du gradient gravitationnel de l'objet massif s'affaiblit à mesure que nous nous éloignons de l'objet massif générant le champ. Parce que le gradient gravitationnel est une fonction de un sur le rayon au cube, la force du gradient gravitationnel dépend plus de la distance de l'objet massif que de la masse du gros objet. Pour cette raison, les lunes des planètes joviennes subissent un gradient gravitationnel plus fort que les planètes.

Contrairement à la Terre, la surface de la Lune ne subit pas ces oscillations quotidiennes. Comme la Terre, la forme autrement sphérique de la Lune s'étire le long de la ligne tracée entre les deux objets. Mais contrairement à la Terre, la Lune est figée sous cette forme. Sans la flexion interne, il n'y a presque pas de chaleur de friction interne générée. Sans chauffage intérieur, la Lune s'est refroidie jusqu'à se solidifier complètement, de sorte qu'elle est maintenant géologiquement morte.

Cela explique alors pourquoi les planètes telluriques ont toutes des densités élevées, une caractéristique qui indique une histoire de fort réchauffement des marées. Tous ces objets sont suffisamment proches du Soleil pour se trouver dans son fort gradient gravitationnel et pourtant ils sont toujours en rotation par rapport à la vue depuis le Soleil. Au fur et à mesure qu'ils tournent, leur forme fléchit en réponse au gradient gravitationnel. Cette flexion inélastique fait que les renflements de marée sont à quelques degrés de la ligne directe d'attraction du Soleil. Le résultat est que 1) de l'énergie thermique interne est produite à l'intérieur de la planète, 2) la vitesse de rotation de la planète ralentit et 3) les planètes telluriques s'éloignent lentement du Soleil. Les planètes proches, celles qui tournent à travers les gradients gravitationnels les plus forts finiront par se verrouiller en rotation synchrone avec le Soleil. Avec le temps, du moins à cet égard, ces planètes de notre système solaire seront alors similaires aux lunes joviennes.

Il semblerait que ces concepts correspondent bien aux preuves jusqu'à ce que nous arrivions aux exceptions des deux lunes galiléennes proches de Jupiter : Io et Europe. Ces lunes sont verrouillées en rotation synchrone, nous pouvons donc nous attendre à ce qu'elles soient géologiquement mortes comme notre Lune. Pourtant, ces deux lunes ont des densités élevées et elles sont géologiquement actives : Io a une densité de 3,5 g/cm 3 et Europe a une densité de 3,0 g/cm 3 . La raison pour laquelle Io et Europe ont une activité géologique élevée et une densité élevée n'est pas due à leur interaction avec Jupiter, mais plutôt à leur interaction les unes avec les autres. Ils sont en fait une affirmation supplémentaire de la façon dont les forces de marée chauffent les corps célestes de notre système solaire.

Si Io était la seule grande lune de Jupiter, elle n'aurait pas une densité élevée et elle serait aussi géologiquement morte que la lune de la Terre. Mais au lieu d'être seul, Io a Europa à proximité. Tous les 3,55 jours, Io passe par Europa sur l'orbite intérieure. Lorsque ces deux grandes lunes passent l'une à côté de l'autre, elles ressentent les remorqueurs de marée l'une de l'autre. C'est-à-dire qu'ils sont suffisamment massifs pour créer leur propre fort gradient gravitationnel, et lorsqu'ils passent suffisamment près les uns des autres, ils ressentent l'effet du gradient gravitationnel de l'autre. En conséquence, les lunes tournent et leurs formes se déforment légèrement à chaque fois qu'elles se croisent. Cette flexion répétée de la forme de ces lunes est similaire à la flexion que subissent les planètes telluriques lorsqu'elles tournent à travers le gradient gravitationnel du Soleil. De même, il y a un frottement interne et un échauffement interne correspondant pour produire leur activité géologique.

Les lunes galiléennes plus éloignées, Ganymède et Callisto, subissent également cet effet mais à un degré bien moindre. Ces lunes restantes se croisent moins souvent et plus importantes lorsqu'elles se croisent, elles sont plus éloignées les unes des autres. Le fait qu'ils soient plus éloignés les uns des autres est le facteur le plus critique puisque la force du gradient gravitationnel est fonction de un sur la distance au cube.

La densité globale d'une planète ou d'une lune est une caractéristique clé qui nous indique l'étendue de l'évolution de ce corps céleste.

La création de l'atmosphère d'une planète terrestre

Au fur et à mesure que de la chaleur est ajoutée à une substance, sa température augmentera ou elle subira un changement de phase. Un changement de phase est généralement un solide se transformant en liquide ou un liquide se transformant en gaz. Si suffisamment de chaleur est ajoutée à la substance, sa température augmentera et subira des changements de phase.

Les différents composés ont des températures de fusion et d'ébullition différentes en fonction de leur liaison chimique. En général, les composés les plus légers et les plus simples fondent ou bouillent à des températures plus basses que les composés plus gros ou les métaux lourds.

Au fur et à mesure que la chaleur est générée au sein d'une planète terrestre, sa température interne augmente. Lorsque la température atteint le point de fusion de la glace d'eau et d'autres composés légers, ces composés terminent leur changement de phase de solide à liquide. Avec une augmentation supplémentaire de la température, même la roche devient molle et commence à fondre. Avec la fonte de la roche, les composés de plus faible densité migreront alors vers la surface. C'est ce réchauffement de marée qui permet à une planète de se différencier en couches selon la densité de la matière. Les métaux denses coulent vers le centre, les roches de densité moyenne remplissent le manteau et la croûte, tandis que les composés les plus légers s'échappent sous forme de gaz à la surface.

L'étendue de la différenciation d'une planète est principalement fonction de la température à l'intérieur de la planète. Les planètes qui génèrent le plus de chaleur interne et retiennent ensuite cette chaleur seront les planètes qui obtiendront les températures internes les plus élevées. Alors que les forces de marée sont le principal moyen de générer de la chaleur, c'est la taille de la planète qui l'aide à retenir cette chaleur. Comme expliqué dans Propriétés de mise à l'échelle, les objets plus gros mettent plus de temps à dissiper la chaleur car ils ont un rapport surface/volume inférieur à celui des objets plus petits similaires, ainsi les planètes plus grandes sont mieux à même de conserver leur énergie thermique. Pour résumer, une grande planète terrestre à rotation rapide dans un fort gradient gravitationnel recevra et retiendra plus de chaleur et subira une plus grande différenciation qu'une petite planète à rotation lente dans un faible gradient gravitationnel.

Plus il y a de chauffage, plus la planète est différenciée, plus le gaz expulsé à la surface d'une planète est important. Ce processus s'étend sur une longue période car une fois que les composés de faible densité se libèrent, il peut leur falloir des centaines de millions d'années pour migrer vers la surface. Ces composés légers peuvent être soit des liquides, soit des dentifrices mous comme des solides, mais en atteignant la surface, la libération de pression fera devenir un grand nombre de ces composés liquides légers lors de leur transition en gaz. La majeure partie de ce gaz, le gaz le plus léger comme l'hydrogène, est alors perdu dans l'espace. Avec la perte des composés les plus légers, la planète restante devient plus dense. Ainsi, les planètes qui subissent le plus grand échauffement, la plus grande différenciation, sont les planètes qui ont la plus grande densité globale.

Les planètes terrestres n'ont pas de champs gravitationnels suffisamment puissants pour retenir les gaz les plus légers tels que l'hydrogène et l'hélium et ces gaz légers sont donc perdus dans l'espace. Les gaz plus lourds restants ont la possibilité de faire partie de l'atmosphère de la planète ou de réagir avec d'autres composés à la surface. Le chemin emprunté par le gaz dépend de ses propriétés chimiques. Les gaz les plus réactifs tels que l'oxygène monoatomique réagiront avec le fer et d'autres composés à la surface. Alors que les gaz hautement inertes tels que l'azote ou l'argon peuvent rester dans l'atmosphère presque indéfiniment.

Facteurs qui déterminent le développement évolutif d'une planète terrestre

PlanèteDistance du soleil
(A.U)
Masse
(Masse de la Terre)
Δg/ΔR
(art -2 E-15 )
Rotation solaire
(E-6 rad/s)
Densité
(g/cm 3 )
Mercure 0.39 0.055 1375 0.41 5.4
Vénus 0.72 0.82 211 -0.62 5.2
Terre 1.00 1.00 258* 73 5.5
Mars 1.52 0.11 23 71 3.9

L'épaisseur de l'atmosphère d'une planète terrestre dépend principalement de la taille de la planète et de la quantité de chauffage interne qui a «cuit» la planète afin de libérer ses composés légers à sa surface. Si une planète ou une lune est trop petite, comme c'est le cas avec Mercure, alors le champ de gravitation de ce corps céleste est trop faible pour s'accrocher à une atmosphère, donc pour Mercure, peu importe si des gaz sont libérés à sa surface ou non. Mais pour les planètes telluriques restantes, nous sommes plus intéressés par sa taille, sa vitesse de rotation et la force du gradient gravitationnel comme moyen de modélisation des prédictions concernant l'épaisseur de l'atmosphère de la planète.

Après Mercure, Mars est la deuxième plus grande planète. Il n'est pas surprenant que Mars ait une atmosphère si mince. Sa masse n'est que de 11% de celle de la Terre et même si c'est une planète à rotation rapide, c'est la planète terrestre la plus éloignée du Soleil. Étant si loin du Soleil, le gradient gravitationnel est trop faible pour produire beaucoup de chaleur à l'intérieur de Mars et étant si petit qu'il perd cette chaleur plus rapidement que les plus grandes planètes. Au début, Mars était capable de produire suffisamment de gaz pour précipiter un océan. Pourtant, sans suffisamment de chaleur pour fournir du nouveau gaz à partir de ses volcans, son océan s'est depuis longtemps dissipé. Au fur et à mesure que Mars devenait de plus en plus dense au fil du temps, la petite chaleur de marée produite à l'intérieur devenait insuffisante pour permettre au matériau fondu plus léger d'atteindre la surface martienne. Avec le matériau léger restant piégé à l'intérieur, Mars semble maintenant être géologiquement mort.

La prochaine plus grande planète est Vénus. Il est facile de comprendre pourquoi Vénus a une atmosphère beaucoup plus épaisse que Mars. Vénus ne tourne pas vite mais elle obtient un score élevé sur les autres critères qui sont plus importants.Vénus est une grande planète terrestre en ce sens qu'elle a une masse de 82 % de la masse de la Terre et qu'elle est encore plus proche du Soleil que la Terre, elle subit donc de fortes forces de marée. Parce qu'il tourne dans un fort gradient gravitationnel et qu'il est grand, la température à l'intérieur de Vénus serait beaucoup plus élevée que celle de Mars. Cette logique s'appuie sur une comparaison des densités de ces deux planètes. La planète Mars, légèrement chauffée et sous-développée, a une densité planétaire de 3,9 g/cm 3 , tandis que la planète Vénus, plus chaude et plus évoluée, a une densité planétaire de 5,2 g/cm 3 . L'atmosphère de Vénus est plus de dix mille fois plus épaisse que l'atmosphère de Mars.

Un fait étonnant souvent négligé est que les compositions chimiques des atmosphères de ces deux planètes terrestres sont à toutes fins pratiques identiques. De plus, si nous incluons également les preuves que nous avons sur l'atmosphère primitive de la Terre, ces trois planètes terrestres avaient autrefois la même composition chimique pour leurs atmosphères. Les compositions correspondantes des atmosphères de ces planètes montrent que ces planètes se sont formées à partir du même nuage de poussière et de composés. C'est une preuve exceptionnelle à l'appui de notre modèle de formation de notre système solaire.

L'atmosphère de Mars contient 95,3% de dioxyde de carbone, 2,7% d'azote et 1,6% d'argon, tandis que l'atmosphère de Vénus contient 96,5% de dioxyde de carbone, 3,5% d'azote et des traces d'argon. L'appariement étroit entre ces deux atmosphères est encore plus étonnant si l'on considère que la température moyenne de surface de Mars est de 210 Kelvin alors que la température de surface de Vénus est de 730 Kelvin : une différence de 520 degrés Celsius. Il est surprenant que cette grande différence de température n'ait pas généré des réactions chimiques différentes sur chaque planète de manière à produire une différence significative dans les compositions chimiques des atmosphères de ces planètes.

La Terre a la plus grande densité de toutes les planètes et c'est également la planète la plus évoluée de notre système solaire. Il a tout pour lui en ce qui concerne la génération de chaleur à l'intérieur. C'est la plus grande planète terrestre et c'est une planète en rotation rapide dans un fort gradient de gravitation. En fait, même si la Terre est plus éloignée du Soleil que Vénus, elle subit un gradient de gravitation plus fort en raison des fortes forces de marée appliquées par la Lune. En ce qui concerne la génération de chaleur interne, la Terre obtient un score supérieur à celui de Vénus dans toutes les catégories.

Une fois que nous pensons en termes de principes scientifiques, nous reconnaissons que l'atmosphère actuelle de la Terre n'est pas la norme. Il est clairement plus logique que la Terre soit la planète terrestre avec l'atmosphère la plus épaisse et pendant la majeure partie des 4,6 milliards d'années d'existence de la Terre, la Terre a été la planète terrestre avec l'atmosphère la plus épaisse. Pour autant que cela puisse être déterminé à partir des preuves géologiques, les seules fois où la Terre n'a pas eu l'atmosphère la plus épaisse était à la fin de l'ère paléozoïque et aujourd'hui.

Lorsque nous examinons plus attentivement la composition de l'atmosphère terrestre, nous sommes en mesure de reconnaître notre lien avec nos planètes voisines. Nous commençons par la composition chimique atmosphérique standard d'une planète terrestre : environ 96 % de dioxyde de carbone, 3 % d'azote et des traces d'argon. Nous ajoutons de l'oxygène pour tenir compte de la vie sur Terre produisant de l'oxygène diatomique par le processus de photosynthèse. Ensuite, nous éliminons presque tout le dioxyde de carbone pour expliquer la quantité incroyable de roche carbonatée que l'on trouve partout sur Terre. Le résultat final est l'atmosphère actuelle de la Terre composée de 78 % d'azote, 21 % d'oxygène, 1 % d'argon et seulement 0,03 % de dioxyde de carbone.

De l'eau jaillit la vie. C'est ce qui fait de la Terre une planète unique.

Pour résumer, les planètes terrestres de Vénus, de la Terre et de Mar ont toutes été créées à partir de la même soupe de matière qui était autrefois un disque de poussière et de tout ce qui tournait autour de ce qui allait devenir le Soleil. Grâce à l'accrétion qui a commencé avec la formation d'amas de glace d'eau, ce disque de matière est devenu les planètes. Les forces de marée ont ensuite chauffé ces planètes terrestres, permettant aux composés les plus légers de migrer vers la surface de chacune de ces planètes. La quantité de composés légers atteignant la surface pour devenir l'atmosphère de la planète était radicalement différente parce que la taille de chaque planète était différente et la quantité de chauffage interne pour chaque planète était différente. Mars a généré le moins d'atmosphère, Vénus a produit dix mille fois plus d'atmosphère que Mars, et au départ, la Terre a créé beaucoup plus d'atmosphère que Vénus. Initialement, ces atmosphères avaient toutes la même composition chimique. Mais ensuite, l'atmosphère terrestre a connu d'autres développements qui ont modifié sa composition chimique globale et considérablement réduit son épaisseur.

Mais qu'y a-t-il dans la Terre qui l'a rendue spéciale pour que son atmosphère subisse d'autres développements ? La Terre est à la bonne distance du Soleil pour que de l'eau liquide puisse exister à sa surface. Vénus est trop proche du Soleil et il fait donc trop chaud, Mars est trop loin et donc trop froid, pourtant sur Terre la température de surface est correcte pour l'existence d'eau liquide. Les océans d'eau qui recouvrent la Terre sont responsables de la transformation de l'atmosphère terrestre en ce qu'elle est aujourd'hui. L'eau : le solvant universel, le donneur de vie. L'eau est ce qui fait de la Terre la planète bleue.


Existe-t-il une API pour obtenir les données d'inclinaison axiale du corps du système solaire ? - Astronomie

Écosystèmes et populations

Les élèves doivent terminer le prétest du chapitre 12 et le guide d'étude du chapitre 12 avant de commencer le cycle de cours.

Le guide d'étude prépare les étudiants au contenu du chapitre en résumant les points principaux et le vocabulaire. L'élève doit lire le Guide d'étude à haute voix.

Engager

Connectez-vous aux connaissances préalables : vitesse de la lumière

Au chapitre 2, les élèves ont appris la vitesse. Écrivez les faits et la question suivants au tableau. Demandez aux élèves de réfléchir à chaque énoncé concernant la vitesse de la lumière et ses distances et temps de déplacement.

  • La lumière du Soleil met environ 8,5 minutes pour atteindre la Terre.
  • La lumière voyage dans l'espace à environ 300 000 000 mètres par seconde (ou 186 000 miles par seconde).
  • Le Soleil est à 150 millions de kilomètres (93 millions de miles) de la Terre.
  • Il faut 150 000 ans pour que l'énergie du noyau solaire atteigne la photosphère, la surface visible du Soleil.

Demandez aux élèves ce que ces faits signifient par rapport à la lumière que nous voyons aujourd'hui. Les élèves seront peut-être surpris de réaliser que la lumière que les humains voient aujourd'hui a été produite dans le noyau du Soleil il y a environ 150 000 ans.

Tâches possibles à assigner aux élèves pour les devoirs :

  1. Écrivez une nouvelle de science-fiction basée sur ces faits.
  2. Écrivez un article sur l'impact de ces faits sur votre compréhension de l'univers et sur votre place dans celui-ci.
  3. Décrivez des façons de présenter ces informations aux jeunes enfants afin qu'ils puissent comprendre ces faits plus facilement.  

constellation - un groupe d'étoiles qui, lorsqu'elles sont vues de la Terre, forment un motif

orbite - un chemin régulier et répété qu'un objet dans l'espace suit autour d'un autre objet.

ellipse – une forme ovale plate

axe - la ligne imaginaire qui passe par le centre d'une planète d'un pôle à l'autre

rotation - la rotation d'une planète sur son axe révolution

année - le temps qu'il faut à une planète pour effectuer une révolution autour du Soleil

plan – surface plane

ligne perpendiculaire - une ligne qui coupe une autre ligne ou un plan à un angle de 90˚

inclinaison axiale - l'inclinaison de l'axe de rotation de la Terre par rapport au plan de l'orbite terrestre

Révolution (du latin revolvere signifiant « reculer »)

La Terre tourne autour du Soleil, avec une révolution égale à un an. Montrez aux élèves un calendrier mural de 12 mois. Demandez aux élèves : « que faites-vous lorsque le premier mois est terminé ? » Incitez les élèves à dire : « nous ramenons la page du mois en cours pour exposer la page du mois suivant ». Dites ensuite aux élèves que la Terre « recule » également lorsqu'elle accomplit une révolution.

Explorer

Les élèves utiliseront des comparaisons de mesures d'intensité lumineuse pour déduire que la principale cause des saisons de la Terre est son inclinaison axiale, et dissiper l'idée fausse commune selon laquelle les saisons de la Terre sont principalement dues à sa distance du Soleil.

  1. Les élèves travaillent en petits groupes de trois à cinq.
  2. Avant que les élèves ne procèdent à l'enquête, demandez-leur de terminer l'activité préparatoire décrite dans l'ouverture du dialogue d'enquête. Ceci est essentiel à la réussite des élèves dans l'activité.
  3. Imprimez des feuilles de réponses ou écrivez des notes et des réponses dans des cahiers.

Globe

Cellule solaire (PV)

Multimètre

Ruban à mesurer métrique

Ruban de masquage

Vous devriez avoir une source de lumière avec une ampoule de 100 watts. La source ne doit pas avoir d'abat-jour ou de couvercle sur l'ampoule. La source lumineuse doit être placée sur une table au centre de la classe. Placez la source lumineuse sur des livres si nécessaire afin que l'ampoule soit au niveau de l'équateur sur le globe. Quatre tables doivent être placées autour de la source lumineuse comme indiqué dans le schéma ci-dessous.

Éteignez les plafonniers avant de prendre des mesures.

Enquête 12.1 Les saisons de la Terre

Activité pré-laboratoire (à partir de l'étape de configuration #3)

Donnez à chaque groupe sa propre cellule solaire et son multimètre. Laissez aux élèves le temps de découvrir comment la lecture actuelle change lorsqu'ils s'approchent ou s'éloignent d'une source lumineuse. Ils ont également besoin de voir l'effet d'ombre : si la tête d'un membre du groupe fait de l'ombre à la cellule solaire lors des lectures, les données seront désactivées. Même les fils qui vont de la cellule solaire au compteur peuvent projeter des ombres. Demandez à chaque groupe de répondre aux questions suivantes :

  • Qu'arrive-t-il à la lecture actuelle sur le multimètre lorsque vous vous approchez d'une source lumineuse ? Que se passe-t-il lorsque vous vous éloignez ?
  • Où dans la pièce pouvez-vous obtenir la lecture la plus élevée ?
  • Que se passe-t-il si vous couvrez la cellule solaire avec votre main ?
  • Que se passe-t-il si vous ombragez la cellule solaire à un pied ou deux ?

Discutez de ces questions en classe avant de passer à l'enquête.

1. Quelle est la cause principale du cycle annuel que nous appelons saisons ?

Presque tout le monde a une saison préférée. Certaines personnes apprécient les belles fleurs et les températures douces du printemps, tandis que d'autres attendent avec impatience la neige et les activités hivernales comme le ski. Dans l'enquête d'aujourd'hui, vous découvrirez les causes des saisons. Prenez un moment pour regarder le graphique présenté dans la partie 1. Il montre à quoi ressemble l'orbite de la Terre autour du Soleil. Sur le graphique, vous pouvez voir que la distance entre la Terre et le Soleil varie au cours de l'année.

Laissez le temps aux élèves d'identifier ces différences.

L'axe de rotation de la Terre est son axe nord-sud. Qu'est-ce qu'un axe, et qu'entendons-nous par axe de rotation ?

L'axe signifie la ligne imaginaire qui passe par le centre d'une planète d'un pôle à l'autre, et la rotation est la rotation d'une planète sur son axe. Chaque corps rotatif a un axe de rotation qui pointe dans une direction donnée à tout moment.

L'axe de rotation de la Terre est toujours incliné dans la même direction, au même angle, et pointe toujours vers l'étoile polaire, qui est assez éloignée. En conséquence, si vous vous teniez au pôle Nord de la Terre, l'étoile polaire serait toujours directement au-dessus de vous.

Utilisez l'illustration pour le démontrer aux élèves.

Pourquoi pensez-vous que les saisons se produisent? Discutez de vos réflexions avec les membres de votre groupe, puis proposez une hypothèse qui reflète ce que vous croyez.

Les élèves développent leurs hypothèses. Les questions énumérées dans la partie 1a sont conçues pour déterminer les idées préconçues (ou les idées fausses) que les élèves peuvent avoir sur les facteurs qui déterminent les saisons de la Terre. À ce stade, il n'est pas important de répondre correctement à la question. L'objectif est de découvrir ce que les élèves savent déjà et de déterminer s'ils comprennent vraiment les concepts connexes. L'inclinaison de l'axe de la Terre est la cause la plus importante des saisons, mais il est bon d'accepter toutes les réponses à ce stade. Les élèves pourront revenir sur cette question à la fin de l'enquête.

Regardez le diagramme. Quel quart du diagramme représente l'été dans l'hémisphère nord ?

Les élèves utilisent le diagramme pour arriver à une réponse. La bonne réponse est de D à A car à la position D, la Terre est inclinée vers le Soleil. Les élèves peuvent choisir d'autres réponses pour de nombreuses raisons. Attendez la fin de l'enquête pour clarifier les idées fausses car il est fort probable que les élèves seront en mesure de déduire les bonnes réponses à partir de leurs propres observations.

2. Mise en place d'un modèle de l'orbite terrestre

Dans la partie 1, vous lisez que la distance de la Terre au Soleil varie légèrement lorsqu'elle orbite autour du Soleil. Vous allez maintenant créer un modèle qui représente les changements de distance Terre-Soleil. Il est impossible de mesurer des millions de kilomètres dans votre classe, mais vous pouvez utiliser une distance à l'échelle dans laquelle 1 cm représente 1 million de km. Par conséquent, une distance de 150 millions de km est représentée par 150 cm. En utilisant la distance d'échelle de 1 cm = 1 million de km, déterminez la distance d'échelle pour les positions B, C et D. Écrivez la distance d'échelle dans la troisième colonne du tableau 1.

Écrivez la relation d'échelle au tableau. Demandez à quelques volontaires de modéliser le calcul. Vérifiez que les élèves ont les bonnes réponses avant de continuer.

Rappelons que l'axe nord-sud de la Terre est son axe de rotation et qu'il pointe toujours vers l'étoile polaire. Pour cette raison, nous devons choisir un endroit pour représenter l'étoile polaire. Il faut aussi choisir un endroit pour le Soleil. Cette position sera fixe, donc personne ne doit la déplacer une fois qu'elle est définie.

Désignez l'emplacement de l'étoile polaire et du soleil. Montrez-le aux élèves et rappelez-leur qu'il ne doit pas être déplacé. Demandez aux élèves de rassembler le matériel nécessaire pour cette partie : un globe, une cellule solaire, un ruban à mesurer et du ruban-cache. La source lumineuse utilisée pour représenter le Soleil doit être d'au moins 100 & 160 watts. Il est également important que la pièce soit assez sombre afin que la lumière ambiante du soleil n'affecte pas les lectures des cellules solaires. Couvrez toutes les fenêtres avant que les élèves ne commencent à collecter des données. Si vous utilisez des tableaux blancs ou des tableaux avec une finition brillante, vous constaterez peut-être que la lumière réfléchie par les tableaux est absorbée par les cellules solaires, provoquant des erreurs dans les données. Pour résoudre ce problème, recouvrez les tables de papier de construction noir ou d'une nappe noire avant de coller les globes.

Votre globe représentera une position sur l'orbite terrestre : A, B, C ou D. Votre groupe placera soigneusement le globe dans l'une des 4 positions. Pour ce faire, une partie de votre équipe devra déplacer le globe et une partie devra faire fonctionner le mètre ruban. Déployez votre ruban à mesurer de manière à avoir environ 5 cm de plus de ruban que la longueur que vous devez mesurer. Verrouillez le ruban à mesurer en place et tout en tenant l'extrémité de verrouillage dans votre main, laissez le ruban dépasser directement du globe.

Soulignez les différentes positions. Il peut être utile d'étiqueter les stations A, B, C et D, en veillant à ce que les étiquettes correspondent au diagramme d'enquête.

Placez la longueur exacte de ruban (distance à l'échelle du Soleil) que vous mesurez directement au centre de l'ampoule éteinte représentant le Soleil. Déplacez votre globe jusqu'à ce que le centre du globe touche l'extrémité étendue du ruban à mesurer. Le centre de votre globe doit être aligné avec le centre de l'ampoule. Les quatre globes doivent avoir leurs axes pointant dans la même direction. Utilisez le diagramme et le signe North Star comme guide. Une fois que votre globe est à la bonne distance du Soleil et que son axe pointe dans la bonne direction, collez la base du globe sur la table. Le globe doit être capable de résister à un choc ou deux sans bouger.

Si le temps est limité, mesurez les distances et collez les globes à l'avance. Demandez à chaque groupe de revérifier une station.

Regardez votre configuration. Que représentent les quatre globes de votre modèle ?

Les globes représentent la position de la Terre à différents moments de l'année alors qu'elle orbite autour du Soleil.

Dans quelle direction pointent les axes nord-sud de chaque globe ? Pourquoi cela est-il ainsi?

Les axes pointent vers l'étoile polaire en raison de la position fixe de l'inclinaison axiale de la Terre tout au long de son orbite.

3. Examiner l'intensité de la lumière qui tombe sur le globe

Vous êtes maintenant prêt à observer les variations de l'intensité lumineuse qui tombe sur chaque globe. Plus l'intensité lumineuse est élevée, plus votre cellule solaire produit d'électricité. La mesure du rendement des cellules solaires nous permet de trouver des différences d'intensité lumineuse à différents endroits sur les globes. Utilisez la même cellule solaire et le même multimètre tout au long de l'enquête. Votre groupe se déplacera dans la pièce de globe en globe, en suivant la trajectoire de la Terre autour du Soleil.

Les élèves installent la cellule solaire en attachant les fils. Le compteur doit être réglé pour mesurer le courant.

Vous prendrez deux mesures à chaque position. La première mesure déterminera comment la distance entre le Soleil et la Terre affecte l'intensité lumineuse. La deuxième mesure mesurera comment l'inclinaison de la Terre affecte l'intensité lumineuse. Pour la première mesure, vous mesurerez les milliampères de courant produits par la cellule solaire au milieu de votre globe. Ceci est important car vous essayez de déterminer l'effet de la distance uniquement sur le courant produit.

Référez les élèves au graphique pour l'installation.

Pour la deuxième mesure, vous souhaitez connaître l'effet de l'inclinaison de la Terre uniquement. Vous allez donc déplacer la cellule solaire jusqu'au tropique du Cancer pour obtenir votre mesure. Vous répéterez ce processus sur chaque globe, puis enregistrerez vos données dans le tableau 2. Transférez la distance à l'échelle des mesures du soleil du tableau 1 à la troisième colonne du tableau 2.

Il existe de petites différences dans l'efficacité des cellules solaires. Par conséquent, vous obtiendrez des résultats plus cohérents et significatifs si chaque groupe utilise sa propre cellule solaire et son multimètre tout au long du processus de collecte de données.

Pensez à ce que vous avez fait dans la dernière partie de l'enquête. Vous avez mesuré le courant produit au milieu du globe puis au tropique du Cancer. Pourquoi était-ce important ?

Ceci est important car vous êtes en mesure de déterminer l'effet de variables spécifiques dans chaque instance. C'est exact. Vous ne pouvez décider quel facteur (distance ou inclinaison axiale) a l'effet le plus significatif en l'isolant. Le plus grand changement que nous voyons dans la distance de la Terre au Soleil est de 147 millions de km à 153 millions de km, soit une différence d'environ 6 millions de km. Quelle est la variation en pourcentage de la distance ?

Les élèves appliquent la formule pour déterminer le pourcentage de changement.

Pensez-vous que ce pourcentage de changement est grand ou petit ?

Les élèves partagent leurs opinions. Ils devraient conclure que le changement est relativement faible.

Pensez maintenant à la différence d'angle des cellules solaires aux quatre positions. Cette différence était-elle grande ou petite ?

La différence devrait être sensiblement importante sur la base des données recueillies par les élèves.

Comment les changements d'intensité lumineuse par rapport à la distance se comparent-ils aux changements que vous avez observés dus aux changements d'angle ?

Les changements d'intensité lumineuse étaient plus significatifs en ce qui concerne les changements d'angle.

Dans cette enquête, vous avez cherché à déterminer la cause des saisons terrestres.Vous avez pris en compte deux facteurs : la distance de la Terre au Soleil et l'inclinaison axiale de la Terre. Vous avez collecté des données sous forme de mesures d'intensité lumineuse pour vous aider à trouver une réponse. Que pouvez-vous conclure sur la cause des saisons terrestres sur la base de vos observations ?

Les saisons de la Terre sont causées par son inclinaison axiale.

Pensez à votre hypothèse initiale lorsque la question a été posée pour la première fois. Votre hypothèse était-elle correcte ?

Revenez au diagramme de la partie 1. Quelle position (A–D) représente le premier jour de l'été dans l'hémisphère nord ? Et le premier jour de l'hiver ? Quelle est la base de votre réponse ?

Le premier jour de l'été est au point D car l'hémisphère nord de la Terre est orienté directement vers le Soleil. L'inverse est vrai au point B, le premier jour de l'hiver, car la Terre est éloignée du Soleil. Utilisez le schéma pour illustrer ce point. Utilisez le diagramme pour guider les élèves pendant qu'ils répondent aux questions restantes de la partie 5. Assurez-vous que les élèves font le lien entre l'intensité de la lumière et la façon dont la Terre est inclinée pour déterminer les saisons.


2 réponses 2

La page de Wikipédia sur la précession axiale contient beaucoup de mathématiques et, à moins que vous ne deviez absolument avoir des chiffres précis pour une raison obscure (c'est probablement ce que j'appellerais la queue qui remue le chien - changez l'histoire pour éviter cela problème), puis composer les chiffres ou tout simplement oublier la précession axiale est la voie à suivre. Les périodes impliquées seront très longues par rapport aux normes de toute histoire que vous êtes susceptible d'écrire, alors pourquoi vous encombrer de quelque chose dont vous n'avez probablement pas besoin.

Les calculs qui suivent ne donnent de toute façon qu'une approximation approximative, et vous ne voulez même pas envisager le genre de choses que vous devez faire pour en obtenir un meilleur : cela n'en vaut pas la peine.

Cela dit, regardons le résultat théorique très basique que donne Wikipédia :

Il y a deux composantes à la précession axiale qui comptent (pour la Terre) : celle due à la Lune et celle due au Soleil. L'effet de la Lune est en fait plus important, mais ces nombres sont très sensibles aux valeurs que vous utilisez.

L'apport solaire

Beaucoup de symboles alors qu'est-ce qu'ils signifient ?

  • $G$ - la constante gravitationnelle universelle également célèbre de $F = frac $ Loi de Newton pour la gravitation.
  • $M_s$ - La masse du Soleil - dans votre cas, vous avez bien sûr besoin de la masse de l'étoile de votre planète.
  • $a_s$ - Le demi-grand axe de l'orbite de la planète autour de son étoile
  • $e_s$ - L'excentricité de l'orbite de la planète autour de son étoile.

Maintenant, ce deuxième terme entre crochets, qui est également dans l'expression de la contribution lunaire. Celui-ci est plus délicat.

  • $C$ - moment d'inertie (de la Terre) autour de l'axe de rotation
  • $A$ - moment d'inertie autour de l'équateur
  • $epsilon$ - l'angle entre le plan équatorial et le plan écliptique (voir ci-dessous)
  • $omega$ - La vitesse angulaire de la Terre (en raison de sa rotation, pas de son orbite)

Or cette expression est vraiment mal traitée dans Wikipédia à cause de deux problèmes.

$epsilon$ dans Wikipedia est supposé être le même pour les contributions solaire et lunaire. Ce n'est pas (pour autant que je sache) correct. L'angle doit être l'angle entre l'axe de rotation du corps et le plan de l'orbite de l'autre corps (ce qui signifie que c'est différent pour le Soleil et la Lune).

Les termes $C-A$ et $A$ sont vraiment difficiles à gérer pour de simples mortels (et franchement juste désordonnés pour n'importe qui d'autre). Pour vos besoins, je proposerais plutôt le terme de compromis suivant. Il est basé sur la modélisation du renflement planétaire comme un ellipsoïde de densité constante par rapport à la valeur $A$ pour une sphère idéale - les deux objets ont la même masse et la même densité, que je prends comme constantes. Je vous épargne la dérivation :

où dans ce cas $R$ est le moyenne rayon de la planète et $a$ est le rayon équatorial de la planète.

La contribution lunaire

Peu de changements ici s'attendent à ce que les masses et ainsi de suite se réfèrent à la Lune et non au Soleil (d'où les différents indices). Il y a un terme supplémentaire qui est le facteur :

Cela corrige l'effet selon lequel l'angle d'inclinaison de l'orbite de la Lune par rapport à l'écliptique n'est pas nul. L'écliptique étant le plan avec le Soleil et l'orbite de la Terre.

Vous devez décider vous-même de ces chiffres.

L'effet total :

L'effet total est simplement la somme des deux autres effets donc :

Si vous aviez plusieurs lunes, vous auriez besoin de plusieurs termes de correction lunaire.

Juste pour clarifier que $frac

$ signifie le taux de variation de l'angle $psi$ par rapport au temps $t$ . Pour connaître l'angle dans lequel vous vous déplaceriez en un siècle, procédez comme suit :

$Delta psi approx frac

Delta t$

D'abord, trouve l'étoile polaire de ce soir. Au fur et à mesure que la planète tourne sur son axe, au cours d'une journée/nuit, toutes les étoiles dans le ciel se déplaceront selon une trajectoire circulaire, à l'exception de l'étoile polaire. Vous pouvez utiliser une ligne de visée fixe (par exemple, les extrémités de deux bâtons enfoncés dans le sol) pour déterminer si une étoile s'est déplacée après quelques minutes seulement. Vous devriez alors être en mesure d'affiner l'étoile polaire en une heure. Gardez à l'esprit que la plupart des mondes n'ont pas d'étoile polaire "exacte", même notre Polaris se déplace dans un petit cercle.

Maintenant que vous avez une étoile polaire (ou une trajectoire circulaire d'étoile polaire), vous pouvez installer un appareil beaucoup plus permanent pour fixer sa position pendant longtemps. Si la planète a une procession axiale, alors l'étoile polaire finira par sortir de cette position "fixe en permanence". La VITESSE à laquelle il sort de cette position déterminerait la vitesse de précession axiale. Le temps qu'il faut à l'étoile pour revenir à sa position d'origine définirait un cycle de précession complet. Son déplacement maximum durant cette période définirait le maximum angulaire des précessions.

Je suppose qu'avec certains de ces calculs fous que vous avez mentionnés, ils peuvent déterminer la durée d'un cycle complet et les maximums angulaires de la précession, avant la fin d'un cycle complet, mais je ne sais pas vraiment comment.

Edit: juste pour clarifier - ces étoiles ne bougent PAS, mais plutôt votre planète tourne et précession, ce qui donne l'impression que les étoiles bougent. En fait, ce qui précède est basé sur l'hypothèse qu'ils ne bougent PAS.


1. Introduction

Ces dernières années, le vol en formation, élément clé des futures missions spatiales, est devenu de plus en plus attrayant pour les chercheurs. De plus, la dérivation des équations de mouvement relatif a une importance particulière pour l'analyse de nouvelles missions spatiales (Yang et al. 2015 Zeng et al. 2015). Ces équations ont été établies principalement sur la base d'orbites circulaires képlériennes. Des efforts ont été faits pour dériver les équations pour les orbites non circulaires et perturbées. De plus, les chercheurs ont essayé d'obtenir des équations plus précises en tenant compte de la force des harmoniques zonales (Casotto 2016), de la traînée atmosphérique (Gaias et al. 2015) et en créant des variations dans les caractéristiques de l'orbite du satellite de référence (Chu et al. 2015).

Pour les missions de vol en formation à long terme, le mouvement du satellite est affecté par la perturbation du troisième corps et la pression du rayonnement solaire sur les orbites à haute altitude. Par conséquent, dans la modélisation et la conception modernes de la formation de satellites (Gong et al. 2011, 2009 Hu et al. 2016 Shahid & Kumar 2014), la force de perturbation de la gravité du troisième corps et du rayonnement solaire est également prise en compte dans l'analyse du mouvement relatif.

L'effet de perturbation d'un troisième corps sur le mouvement absolu d'un engin spatial dans le système de coordonnées inertielles a été largement étudié dans la littérature (Carvalho et al. 2010 Domingos et al. 2015, 2014, 2013 Lara et al. 2012). En utilisant les méthodes de moyenne et double moyenne (Carvalho et al. 2010 Feng et al. 2015 Gomes & de Cássia Domingos 2015 Ma & Li 2013), l'étude du vol prolongé en présence d'un corps perturbateur reste un sujet de recherche intéressant. Dans les travaux précédents, par souci de simplification, le plan X-Y a été introduit comme plan orbital d'un troisième corps au lieu du plan équatorial du corps principal. Liu (Liu et al. 2012) a été le premier chercheur à avoir utilisé la méthode de la double moyenne pour étudier l'effet de l'angle d'inclinaison d'un troisième corps sur le mouvement absolu d'un satellite.

Plus tard, Ortore (Ortore et al. 2016) a étendu la fonction de gravité du troisième corps en tant que polynôme de Legendre jusqu'au deuxième ordre et a établi analytiquement les équations de mouvement absolues du satellite en tenant compte d'un troisième corps incliné.

Néanmoins, l'effet de perturbation d'un troisième corps sur le mouvement relatif d'un engin spatial a attiré l'attention. Récemment, pour la première fois Roscoe (Roscoe et al. 2013) a pu obtenir analytiquement les effets de perturbation de la Lune sur la formation des satellites, en utilisant le modèle introduit par Bertachini de Almeida Prado (2003) sans considération d'obliquité. Une revue globale de la littérature montre qu'il n'existe qu'une poignée d'articles sur la modélisation du mouvement relatif des satellites en présence d'un troisième corps.

Comme on peut le constater dans la littérature ci-dessus, les équations de mouvement relatif n'ont pas été résolues exactement en tenant compte de la gravité du troisième corps et des effets d'obliquité d'un corps principal. De plus, dans la plupart des travaux précédents, la perturbation de l'orbite de référence a été ignorée, ce qui provoque des erreurs importantes dans le vol à long terme. Aussi, il est démontré que l'extension de la zone chaotique dépend clairement de la valeur de l'obliquité et que l'inclinaison axiale peut conduire à une grande variation de l'excentricité de l'orbite (Liu et al. 2012). De plus, la quantité d'effets d'obliquité ne peut être ignorée pour les planètes du système solaire. Ainsi, le but de cet article est de clarifier les effets d'obliquité du corps principal sur le mouvement relatif et la conception de la formation.

Pour dériver le modèle de vol en formation à distance proche/lointaine, une nouvelle approche est utilisée pour piloter les équations de mouvement non simplifiées du satellite de référence en présence d'un troisième corps basé sur six éléments hybrides. La comparaison du mouvement absolu avec les modèles précédents indique que le modèle proposé a une très bonne précision dans les vols de longue durée. Dans l'étape suivante, en appliquant la mécanique lagrangienne, les nouvelles équations exactes du mouvement relatif ont été extraites en tenant compte de la gravité du troisième corps dans une orbite tridimensionnelle avec un corps principal aplati. Pour confirmer la précision du modèle de mouvement relatif présenté, un modèle appelé modèle de mouvement relatif basé sur le centre du corps principal (MCRM) a été introduit. Enfin, l'effet de l'inclinaison axiale du corps principal sur deux types de formation de satellites (en orbite et en orbite circulaire projetée (PCO)) est étudié.


Orbites circulaires de petites exoplanètes : quelles exoplanètes de la taille de la Terre sont potentiellement habitables ?

Vues d'en haut, les orbites planétaires de notre système solaire autour du soleil ressemblent à des anneaux autour d'un œil de bœuf. Chaque planète, y compris la Terre, suit une trajectoire à peu près circulaire, en maintenant toujours la même distance du soleil.

Pendant des décennies, les astronomes se sont demandé si les orbites circulaires du système solaire pourraient être une rareté dans notre univers. Maintenant, une nouvelle analyse suggère qu'une telle régularité orbitale est plutôt la norme, du moins pour les systèmes avec des planètes aussi petites que la Terre.

Dans un article publié dans le Journal d'astrophysique, des chercheurs du MIT et de l'Université d'Aarhus au Danemark rapportent que 74 exoplanètes, situées à des centaines d'années-lumière, orbitent autour de leurs étoiles respectives selon des motifs circulaires, un peu comme les planètes de notre système solaire.

Ces 74 exoplanètes, qui orbitent 28 étoiles, ont à peu près la taille de la Terre, et leurs trajectoires circulaires contrastent fortement avec celles d'exoplanètes plus massives, dont certaines se rapprochent extrêmement de leurs étoiles avant de s'élancer loin sur des orbites allongées très excentriques. .

"Il y a vingt ans, nous ne connaissions que notre système solaire, et tout était circulaire et donc tout le monde s'attendait à des orbites circulaires partout", explique Vincent Van Eylen, étudiant diplômé invité au département de physique du MIT. "Ensuite, nous avons commencé à trouver des exoplanètes géantes, et nous avons soudainement trouvé toute une gamme d'excentricités, donc il y avait une question ouverte de savoir si cela vaudrait également pour les petites planètes. Nous constatons que pour les petites planètes, la circulaire est probablement la norme."

En fin de compte, Van Eylen dit que c'est une bonne nouvelle dans la recherche d'une vie ailleurs. Entre autres exigences, pour qu'une planète soit habitable, elle devrait avoir à peu près la taille de la Terre - suffisamment petite et compacte pour être faite de roche, pas de gaz. Si une petite planète maintenait également une orbite circulaire, elle serait encore plus accueillante à la vie, car elle soutiendrait un climat stable toute l'année. (En revanche, une planète avec une orbite plus excentrique pourrait connaître des fluctuations climatiques dramatiques lorsqu'elle orbiterait près, puis loin de son étoile.)

« Si les orbites excentriques sont courantes pour les planètes habitables, ce serait assez inquiétant pour la vie, car elles auraient une si large gamme de propriétés climatiques », a déclaré Van Eylen. "Mais ce que nous trouvons, c'est que nous n'avons probablement pas à nous inquiéter trop car les cas circulaires sont assez courants."

Chiffres barrés

Dans le passé, les chercheurs ont calculé les excentricités orbitales de grandes exoplanètes "géantes gazeuses" en utilisant la vitesse radiale - une technique qui mesure le mouvement d'une étoile. Lorsqu'une planète tourne autour d'une étoile, sa force gravitationnelle tire sur l'étoile, la faisant se déplacer selon un schéma qui reflète l'orbite de la planète. Cependant, la technique est plus efficace pour les planètes plus grandes, car elles exercent suffisamment d'attraction gravitationnelle pour influencer leurs étoiles.

Les chercheurs trouvent généralement des planètes plus petites en utilisant une méthode de détection de transit, dans laquelle ils étudient la lumière émise par une étoile, à la recherche de creux dans la lumière des étoiles qui signifient quand une planète traverse, ou « transite », devant cette étoile, momentanément diminuant sa lumière. Ordinairement, cette méthode n'éclaire que l'existence d'une planète, pas son orbite. Mais Van Eylen et son collègue Simon Albrecht, de l'Université d'Aarhus, ont mis au point un moyen de glaner des informations orbitales à partir des données de transit stellaire.

Ils ont d'abord pensé que s'ils connaissaient la masse et le rayon de l'étoile d'une planète, ils pourraient calculer combien de temps une planète mettrait pour orbiter cette étoile, si son orbite était circulaire. La masse et le rayon d'une étoile déterminent son attraction gravitationnelle, qui à son tour influence la vitesse à laquelle une planète se déplace autour de l'étoile.

En calculant la vitesse orbitale d'une planète sur une orbite circulaire, ils pourraient alors estimer la durée d'un transit - combien de temps mettrait une planète à traverser devant une étoile. Si le transit calculé correspondait à un transit réel, les chercheurs ont estimé que l'orbite de la planète devait être circulaire. Si le transit était plus long ou plus court, l'orbite doit être plus allongée ou excentrique.

Pas si excentrique

Pour obtenir des données de transit réelles, l'équipe a examiné les données collectées au cours des quatre dernières années par le télescope Kepler de la NASA, un observatoire spatial qui surveille une partie du ciel à la recherche de planètes habitables. Le télescope a surveillé la luminosité de plus de 145 000 étoiles, dont seule une fraction a été caractérisée en détail.

L'équipe a choisi de se concentrer sur 28 étoiles pour lesquelles la masse et le rayon ont déjà été mesurés, en utilisant l'astérosismologie – une technique qui mesure les pulsations stellaires, qui reflètent la masse et le rayon d'une étoile.

Ces 28 étoiles hébergent des systèmes multiplanétaires - 74 exoplanètes en tout. Les chercheurs ont obtenu des données Kepler pour chaque exoplanète, en recherchant non seulement l'occurrence des transits, mais aussi leur durée. Compte tenu de la masse et du rayon des étoiles hôtes, l'équipe a calculé la durée de transit de chaque planète si son orbite était circulaire, puis a comparé les durées de transit estimées avec les durées de transit réelles à partir des données de Kepler.

Dans l'ensemble, Van Eylen et Albrecht ont trouvé que les durées de transit calculées et réelles concordaient, suggérant que les 74 exoplanètes maintiennent des orbites circulaires et non excentriques.

"Nous avons constaté que la plupart d'entre eux correspondaient assez étroitement, ce qui signifie qu'ils sont assez proches d'être circulaires", explique Van Eylen. "Nous sommes très certains que si des excentricités très élevées étaient courantes, nous l'aurions vu, ce que nous ne voyons pas."

Van Eylen dit que les résultats orbitaux de ces planètes plus petites pourraient éventuellement aider à expliquer pourquoi les planètes plus grandes ont des orbites plus extrêmes.

"Nous voulons comprendre pourquoi certaines exoplanètes ont des orbites extrêmement excentriques, tandis que dans d'autres cas, comme le système solaire, les planètes orbitent principalement de manière circulaire", explique Van Eylen. "C'est l'une des premières fois que nous mesurons de manière fiable les excentricités de petites planètes, et c'est excitant de voir qu'elles sont différentes des planètes géantes, mais similaires au système solaire."


Existe-t-il une API pour obtenir les données d'inclinaison axiale du corps du système solaire ? - Astronomie

introduction
Uranus est une planète longtemps délaissée par les astronomes amateurs. Ce n'est pas déraisonnable du point de vue de l'hémisphère nord, la planète a été située bien au sud de l'équateur céleste, et comme elle a une période orbitale d'environ 84 ans, cela signifie qu'elle s'est déplacée lentement à travers les constellations australes pendant une grande partie du 20e siècle. . Ceci, combiné à une petite taille de disque de moins de 4 secondes d'arc et à une surface verte apparemment fade, sans particularité, semble justifier suffisamment de considérer Uranus comme un objet de faible priorité, ne méritant pas d'observation fréquente.

Aujourd'hui cependant, la situation est un peu différente. Uranus s'opposera le 19 octobre 2017 dans la constellation des Poissons (voir figure 2b) en 2018 Uranus atteint l'opposition le 24 octobre dans la constellation du Bélier (figure 2a). Pour les observateurs de l'hémisphère nord, la planète est plus accessible et moins sujette à une mauvaise vision. En outre, la planète peut être beaucoup plus dynamique qu'on ne le pensait auparavant et il existe des preuves récentes pour montrer que des changements se sont produits sur la planète. Cet article a deux objectifs. Dans un premier temps, nous examinerons quelques observations historiques et quelques observations récentes,

Ce document a deux objectifs. Tout d'abord, nous examinerons quelques observations, récits et découvertes historiques et récents. Les examens des observations passées nous donnent une idée de ce à quoi s'attendre. Ils nous montrent également des irrégularités, qu'il est important de vérifier avec des observations répétées, c'est pourquoi nous avons consacré deux sections à ces sujets. Le deuxième objectif de l'article est de fournir un guide pour une observation régulière. Celui-ci a été divisé en deux sections : premièrement, nous présentons quelques méthodes pour ceux qui souhaitent poursuivre l'observation visuelle, et deuxièmement nous discutons des méthodes et de l'équipement pour ceux qui souhaitent entreprendre la photographie.

Observations historiques
La planète Uranus a été découverte par Sir William Herschel en 1781. Herschel était musicien de profession, mais il y a renoncé lorsque l'astronomie a repris sa vie. Il s'est engagé dans la cartographie des amas d'étoiles de la Voie lactée et dans l'observation régulière des planètes à l'aide de son réflecteur newtonien fait maison de 15,2 cm depuis sa maison au 19 New King Street, Bath (aujourd'hui Herschel Museum of Astronomy).

Le 13 mars 1781, Herschel remarqua un objet étrange dans la constellation des Gémeaux. Ce n'était clairement pas une étoile car elle avait un disque perceptible et une teinte verdâtre. Initialement, Herschel a nommé l'objet (qu'il croyait initialement être une comète) d'après son patron le roi George III. Dans certains textes de l'époque, la planète est appelée Georgius Sidum ou George's Star.

Une fois son orbite calculée, on s'est vite rendu compte que la comète suspectée était en fait une planète, et du point de vue de l'humanité, le système solaire est devenu beaucoup plus étendu. On s'est également rendu compte que la planète avait été vue plusieurs fois auparavant, mais personne ne l'avait reconnue pour ce qu'elle était. Flamsteed, par exemple, l'avait observé à pas moins de six reprises entre 1690 et 17501.

Alors que la nouvelle de la découverte et de la position de la planète se répandait, les astronomes ont commencé à l'observer avec les plus grands télescopes disponibles à l'époque. Fait intéressant, Herschel croyait avoir observé un système d'anneaux autour de la planète, mais des observations ultérieures de lui et d'autres astronomes ont montré que cela ne semblait pas être le cas et le système d'anneaux a été abandonné. 1

Bientôt, certains astronomes ont commencé à signaler des caractéristiques intrigantes sur le disque, tandis que d'autres n'ont rien vu. Le livre de W. F. Denning, Travail télescopique pour les soirées étoilées 1 donne divers récits. Il semble qu'au début de 1870, un certain M. Buffham ait utilisé un réflecteur de 9 pouces (22,8 cm) à des puissances de x212 et x320 et ait pu observer des points lumineux et des zones sur le disque, qu'il a utilisé pour estimer la rotation de la planète. un chiffre de 12 heures a été atteint (la période acceptée moderne est d'un peu plus de 17 heures). Cependant, Lord Rosse avec son réflecteur de 72 pouces (1,82 m) dans la nuit du 16 janvier 1873, avec une très bonne vision et définition, n'a rien pu voir du tout sur le disque.

En mai et juin 1883, le professeur Young a utilisé le réfracteur de 23 pouces (58 cm) installé à l'observatoire de Princeton pour observer la planète. 1 Il a pu voir deux ceintures équatoriales faibles. D'autres observations ont fait allusion à l'activité atmosphérique le 18 mars 1884, deux observateurs, Thollon & Perrotin, ont utilisé le télescope Nice de 14 pouces (35 cm) et ont observé des taches sombres sur le disque "similaires à celles de Mars, vers le centre du disque, et un tache blanche a été vu sur le limb'. Il existe de nombreux autres récits intéressants et observations historiques intrigantes de la planète, dont beaucoup peuvent être trouvés dans l'ouvrage complet de l'historien A. F. O'Donel Alexander, qui donne une histoire chronologique des observations de la planète. 3

Herschel croyait avoir découvert six satellites d'Uranus, mais il est devenu clair que quatre d'entre eux étaient en fait des étoiles d'arrière-plan. Ses deux premiers satellites, nommés par la suite Titania et Oberon, sont de véritables découvertes. Un troisième, Ariel, a été trouvé par William Lassell le 14 septembre 1847, et le quatrième, Umbriel, par O. Struve le 8 octobre 1847. Il y a une certaine controverse sur les dates de découverte d'Ariel et d'Umbriel en 1847 et cette histoire alambiquée est discutée dans Le livre d'Alexandre. 3 Il était clair en étudiant les orbites des satellites qu'Uranus avait une inclinaison axiale considérable de 98°, plus qu'un angle droit.

Les astronomes ont continué à observer la planète jusqu'au 20e siècle. Certains étaient d'avis qu'Uranus était sans relief et qu'il y en avait peu sur le disque, comme dans un dessin réalisé par Patrick Moore (Figure 1). D'autres observateurs ont vu des ceintures et des taches faibles, mais le consensus général était que c'était un monde plutôt fade. Certes, les caractéristiques semblaient insaisissables, mais SJ O'Meara a réussi à dériver une période de rotation pour Uranus en utilisant sept observations visuelles qu'il a faites de nuages ​​sur le disque uranien avec le réfracteur de 0,23 m de l'observatoire de Harvard College en 1981. O'Meara a obtenu une valeur comprise entre 16-16,2 heures, pas trop loin des 17h 14,4 actuellement établies. 4

En 1902, H. Deslandres montra que la planète avait une rotation rétrograde. 2 Ces résultats ont été confirmés par P. Lowell et V. M. Slipher à l'observatoire de Lowell en 1911. En 1933, R. Mecke a identifié le gaz méthane (CH4) dans l'atmosphère d'Uranus, et en 1934, le premier modèle interne de la planète a été proposé par R. Wildt, qui a suggéré que la planète avait une atmosphère riche en hydrogène, sous laquelle se trouvait une grande couche de glace, puis enfin un noyau rocheux. 2

Ce modèle n'est cependant pas resté longtemps le modèle dominant car en 1951, W. Ramsey de Manchester a proposé un modèle intérieur alternatif de la planète. Ramsey a suggéré que la planète était composée en grande partie de méthane, d'ammoniac et d'eau. 2 C'est le modèle que nous privilégions encore aujourd'hui.

Une autre découverte majeure faite à l'aide de télescopes basés sur Terre a eu lieu le 10 mars 1977, lorsque par hasard, un système d'anneaux a été découvert autour de la planète. Ce jour-là, l'étoile SAO 158687 serait occultée par Uranus (la prédiction a été faite par le membre du BAA Gordon Taylor), et comme l'étoile était relativement brillante avec une magnitude apparente de +8,9, ce serait une bonne occasion de mesurer le diamètre apparent de la planète et fournir des informations sur les gaz présents dans sa haute atmosphère.

On s'est rendu compte que l'occultation ne serait visible que par les observateurs de l'hémisphère sud, c'est pourquoi l'observatoire aéroporté de Kuiper a été utilisé. A bord, J. Elliott, E. Dunham & D. Mink se préparaient à observer l'occultation. Quelque 35 minutes avant l'événement, l'étoile a été vue faire cinq clins d'œil, et après l'émersion, cette observation a été répétée symétriquement. Cela a également été observé par J. Churms en Afrique du Sud. Ce phénomène ne pouvait s'expliquer que par la présence d'un système d'anneaux autour de la planète. 5

Des télescopes terrestres et leurs observateurs attentifs avaient découvert la planète, ses satellites puis par accident, ses anneaux. D'autres découvertes majeures viendraient d'un vaisseau spatial.

Découvertes récentes
Le 24 janvier 1986, le vaisseau spatial Voyager 2 a dépassé Uranus et, jusqu'à présent, a été le seul vaisseau spatial à visiter et à étudier la planète. La plupart de nos connaissances détaillées sur Uranus et ses satellites proviennent de la mission Voyager. Le vaisseau spatial s'est approché du pôle de la planète et a survolé l'équateur à environ 80 000 km au-dessus du sommet des nuages. 2 Lors de son survol, Voyager 2 a pu nous en dire beaucoup plus sur Uranus et ses satellites. Voyager 2 a également pris de nombreuses images haute résolution de la planète (Figure 3).

Des ondes radio ont été détectées depuis la planète et il est apparu qu'il y avait peu de variation de température de l'équateur aux pôles. La haute atmosphère s'est avérée être composée en grande partie d'hydrogène (86 %) et d'hélium (13 %) avec seulement 2 % d'abondance de méthane. 2 L'atmosphère se compose de la troposphère (jusqu'à 50 km au-dessus du niveau de pression de référence à 1 bar), de la stratosphère (50 à 4 000 km au-dessus du niveau de référence), puis de la thermosphère et de l'ionosphère. Il a été découvert que l'exosphère s'étend sur une grande distance, probablement jusqu'au système d'anneaux, ce qui peut avoir des implications pour l'apparence et la structure des anneaux uraniens. 6 La partie la plus basse et la plus dense de l'atmosphère est la troposphère où l'on pense que la température des sommets des nuages ​​est d'environ -225°C, et leur composition peut être de l'hydrosulfure d'ammonium et de l'eau. Sous les couches nuageuses, on pense que la planète a une région épaisse composée en grande partie de glaces - l'eau (H2O), ammoniac (NH4) et le méthane (CH4). La glace d'eau est probablement la plus abondante des glaces. À ces sortes de profondeurs à l'intérieur d'Uranus, ces molécules se comportent comme un liquide. Sous tout cela, il pourrait bien y avoir un noyau de silicate de fer, bien que le fait qu'Uranus n'ait pas de source de chaleur interne (contrairement à Jupiter, Saturne et Neptune) puisse suggérer qu'il n'y a pas de noyau bien défini au centre de la planète. 2

Voyager 2 a également confirmé l'existence du système d'anneaux et découvert un certain nombre de nouveaux satellites. Les satellites eux-mêmes se sont avérés assez extrêmes en termes géologiques. Des cartes et des discussions sur les principaux satellites peuvent être trouvées dans la référence 2. De tous les satellites, Miranda est peut-être le plus étrange. La surface de cette lune semble être un mélange bizarre de vieux terrains cratérisés ainsi que de falaises et de couronnes, en effet, il a été suggéré que Miranda était autrefois un corps plus grand qui a été brisé par un impact avec un autre corps puis reformé. Bien sûr, personne ne peut en être certain, mais étant donné l'inclinaison orbitale particulière d'Uranus et la structure géologique des surfaces de ses satellites, il semble que la planète elle-même ait pu être victime d'une violente collision au début de son histoire.

Après Voyager, le télescope spatial Hubble a été utilisé occasionnellement pour observer Uranus. En juillet et octobre 1997, observés dans le proche infrarouge, des nuages ​​discrets ont été observés sur la planète (Figure 4). 7 Les observations en 1998 avec le HST ont également enregistré des éruptions de tempêtes avec des vitesses de vent estimées à 500 km/h. Plus récemment, des observations faites avec les télescopes UKIRT, IRTF et Gemini-North ont montré qu'Uranus est devenu plus actif, avec une visibilité de la zone équatoriale et des ceintures sombres des latitudes moyennes signalées, ainsi que la zone polaire sud à 45°S s'évanouissant et un nord correspondant (à 45°N) commence à se former. 7 Le télescope spatial infrarouge Spitzer a montré une variabilité substantielle de l'émission stratosphérique en fonction de la longitude. 8,9 Il est alors clair qu'Uranus est en effet un monde actif, et que l'activité ne peut se produire que localement plutôt que globalement (comme le montre la fonction des résultats de longitude).

Les observations par des amateurs peuvent montrer quelques changements. Les observations visuelles faites lors de l'apparition de 2010-2011 par Abel, Gray & McKim suggèrent que de faibles bandes nuageuses étaient visibles, mais celles-ci ont pu s'estomper par la suite (Figure 5). Une zone équatoriale brillante a également été observée, et celle-ci semble par la suite s'être estompée comme le montrent les images de Peach et Lawrence (Figure 6). Il convient de souligner que les marques sur Uranus dans le spectre visuel peuvent être insaisissables et difficiles à cerner. Il y a eu une certaine disparité et un accord avec les observations visuelles et les images et nous ne pourrons aborder l'apparence des caractéristiques d'Uranus qu'en collectant beaucoup plus d'observations (à la fois visuelles et photographiques) que nous n'en avons fait ces dernières années. Les observateurs visuels avec des ouvertures moyennes doivent être conscients que l'on peut être induit en erreur en voyant des ceintures qui peuvent en fait être simplement des effets de contraste si une zone équatoriale lumineuse est présente.

Observations visuelles
Observer Uranus visuellement n'est pas une tâche facile. Même à l'opposition, la taille du disque ne dépasse jamais 4 secondes d'arc. Néanmoins, pour les observateurs avec des télescopes de 200 mm ou plus, il est possible d'observer les ceintures de nuages ​​faibles et la zone équatoriale plus brillante qui semblent aller et venir sur la planète. L'observateur visuel peut se lancer dans quatre domaines d'enquête utiles : les dessins de disques, les estimations d'intensité, les estimations de couleur et les estimations de magnitude.

Dessins de disque
Ceux-ci doivent être fabriqués à l'aide de flans de 50 mm de diamètre, et des modèles de ceux-ci peuvent être trouvés sur le site Web de la section BAA Saturn. 9 Il n'y a pas le même sentiment d'urgence de terminer le dessin en 10 minutes environ qu'avec Jupiter et Saturne, mais les observateurs devraient tout de même faire un dessin aussi rapidement que possible. Comme d'habitude, les observateurs doivent enregistrer la date, l'heure (en UT), le télescope et le grossissement utilisé. Il est également très utile que les observateurs enregistrent la longitude CM avec leurs dessins, et cela peut être obtenu à partir du programme WINJUPOS. 11

Estimations d'intensité et de couleur
Comme nous l'avons vu, il existe des preuves d'observation suggérant que la zone équatoriale de la planète varie en luminosité. Les observateurs doivent faire un autre dessin de disque, puis attribuer des estimations d'intensité aux différentes régions de luminosité différente. Les observateurs doivent utiliser l'échelle d'intensité BAA qui est un nombre qui va de 0 (extrêmement lumineux) à 10 (ciel noir). Comme pour les dessins sur disque, les observateurs doivent noter la date, l'heure, le télescope et le grossissement utilisés, ainsi que la longitude CM.

Estimations de l'ampleur
Ceux-ci peuvent être faits par n'importe quel observateur avec n'importe quel télescope de taille (bien qu'un champ large soit préféré afin que des étoiles guides utiles soient disponibles pour la comparaison.) Il existe des preuves pour montrer qu'Uranus varie un peu en magnitude, 12 donc les observateurs qui font des estimations de magnitude comme une partie de leurs travaux d'astronomie sont invités à faire des estimations régulières de la planète pour voir si ces observations peuvent être répétées. La section Variable Star du BAA donne des détails sur la façon d'estimer les magnitudes. 13

Un filtre Wratten W#15 (jaune foncé) peut être utilisé avec des instruments plus gros pour affiner l'apparence de la planète et aider à souligner les ceintures suspectées. Les observateurs doivent faire autant d'observations que possible sur toutes les longitudes afin qu'une image générale puisse être construite, et donc aider à répondre à certaines des questions déroutantes que nous avons discutées concernant la disparité de l'apparence visuelle des ceintures et des zones de la planète.

Naturellement, si une tempête ou un autre phénomène inhabituel est observé, la Section Saturne doit être notifiée immédiatement afin que d'autres observateurs et astronomes professionnels puissent en être informés.

Imagerie d'Uranus
Contrairement aux autres grandes planètes, Uranus est un objet très difficile à photographier dans les moindres détails ou qualité. La très faible luminosité de surface (même inférieure à celle de Saturne) rend l'imagerie de ce monde lointain tout un défi, bien qu'avec de la pratique et du soin, des résultats étonnamment bons soient possibles.

Sous-tendant une taille angulaire de seulement 3,7" en opposition, des télescopes à plus grande ouverture sont nécessaires pour tenter une imagerie haute résolution sérieuse de la planète. L'utilisation d'ouvertures inférieures à 200-250 mm s'avérera très difficile, en particulier lors de l'utilisation de filtres de couleur.

S'assurer que le télescope est collimaté avec précision et correctement refroidi est, bien sûr, très important pour obtenir de bons résultats. Contrairement à ses cousins ​​géants, Uranus manque de ceintures ou de zones de frappe en lumière visible. Même les images en vraies couleurs du télescope spatial Hubble ne montrent que de faibles bandes à faible contraste. Pour avoir une chance d'enregistrer les détails des nuages ​​dans l'imagerie, des filtres IR doivent être utilisés. Ceux-ci pénètrent plus profondément dans l'atmosphère de la planète et révèlent souvent des ceintures/zones ou même des tempêtes qui ne sont pas du tout visibles dans des longueurs d'onde plus courtes telles que la lumière non filtrée ou la vraie couleur. Comme Uranus est si faible, les filtres de lumière rouge qui laissent passer la lumière à partir de 600 nm seraient un bon choix pour la plupart des télescopes. Les filtres rouge à IR passant de 700 nm ou plus nécessitent des télescopes à grande ouverture pour être utilisés avec succès, bien qu'ils soient susceptibles de révéler plus de détails. Les filtres à bande de méthane, tels que ceux utilisés pour l'imagerie de Jupiter et de Saturne, ne sont pas utilisables de manière réaliste sur des télescopes de taille amateur en raison de la très faible luminosité de surface exposée par Uranus.

Comme Uranus a un si petit diamètre apparent, une distance focale assez longue est requise. Vous devez viser un rapport focal d'environ f/30 à f/40 pour fournir une échelle d'image appropriée. Uranus tourne un peu plus lentement que Jupiter et Saturne donc la fenêtre temporelle dans laquelle il est nécessaire d'obtenir une seule image est tout à fait raisonnable. Huit à 10 minutes suffisent sans la possibilité de maculer grossièrement les détails transitoires pouvant être présents sur le disque. Pour la détection du motif général ceinture/zone, des séquences beaucoup plus longues pourraient être utilisées dans une longueur d'onde particulière (de l'ordre d'une heure ou plus si possible) pour aider à améliorer le rapport signal/bruit de l'image.

Se concentrer sur Uranus lui-même peut être assez difficile, et nous vous recommandons d'utiliser une étoile proche à des fins de mise au point plutôt qu'Uranus lui-même. Le fort assombrissement des membres associé à son petit diamètre angulaire peut rendre la mise au point sur le disque planétaire une expérience frustrante. En 2010, Jupiter proche a fourni une excellente jauge de focalisation, bien que les étoiles proches se révèlent tout aussi efficaces.

Une vision stable sera vitale pour obtenir de bonnes images. Les images obtenues avec une mauvaise visibilité seront probablement de peu d'utilité, nous vous conseillons donc d'attendre des nuits de bonne visibilité pour cibler la planète. Depuis le Royaume-Uni, il vaut mieux éviter l'imagerie en lumière non filtrée car l'altitude n'est pas assez élevée pour échapper aux effets délétères de la dispersion atmosphérique. Il est recommandé de se concentrer sur un travail filtré pour obtenir les meilleurs résultats et les plus utiles.

Un grand soin doit être pris pour ne pas sur-traiter les images car cela peut provoquer des artefacts qui peuvent être trompeurs quant aux détails réellement enregistrés. Cela reste un problème en général dans la photographie planétaire amateur et lorsqu'il s'agit d'un objet comme Uranus, il est trop facile de traiter une image beaucoup trop durement pour tenter de révéler des détails. Si un centre clair ou un anneau intérieur sombre commence à apparaître sur l'image, vous êtes allé trop loin avec la netteté et vous devriez réduire le niveau. Les images sur-traitées ont peu de valeur et peuvent conduire à des conclusions erronées et trompeuses.

Les cinq satellites principaux d'Uranus sont d'autres excellentes cibles pour les observateurs CCD. Même les petits télescopes détecteront facilement les quatre plus brillants (Ariel, Umbriel, Titania et Oberon), bien que les Miranda les plus faibles à l'intérieur s'avéreront un défi même pour les télescopes à grande ouverture. Des poses de quelques secondes avec de petits télescopes permettront de capter facilement ces petits mondes gelés. Leurs mouvements comme avec les satellites de Jupiter et de Saturne peuvent être facilement suivis de nuit en nuit.

Avec l'équipement dont disposent aujourd'hui les amateurs et les résultats étonnants obtenus en imageant Mars, Jupiter et Saturne, la lointaine Uranus est une planète qui mérite désormais beaucoup plus d'attention de la part des photographes, et l'opportunité est là d'apporter de réelles et précieuses contributions à l'étude de cette monde négligé.

Conclusion
Nous avons vu que la planète Uranus n'est pas le monde fade et inerte que nous pensions autrefois. Il existe de nombreuses raisons de croire que la planète est peut-être plus dynamique qu'on ne le pensait auparavant, mais le manque flagrant d'observation empêche toute conclusion réelle quant à l'activité réelle de la planète. Nous ne pouvons que spéculer sur les phénomènes intéressants qui ont pu être manqués au cours des nombreuses décennies de négligence. Des observations récentes, bien que loin d'être concluantes, suggèrent fortement que des changements intéressants se produisent sur la planète, et puisque (pour les observateurs de l'hémisphère nord) la planète monte enfin plus haut en altitude, nous exhortons vivement les observateurs dotés de grands télescopes à observer Uranus. de la même manière rigoureuse et sérieuse qu'ils le feraient pour Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.

La Section Saturne sera reconnaissante de recevoir toutes ces observations faites sur la planète. Compte tenu des récents impacts sur Jupiter et des énormes tempêtes blanches de Saturne, qui sait quelles surprises réservent les observateurs réguliers d'Uranus ?

Remerciements
Les auteurs tiennent à remercier les personnes suivantes pour leur aide et leurs conseils lors de la rédaction de cet article : Sir Patrick Moore, Richard Baum et Pete Lawrence. Merci également à Martin Mobberley pour avoir trouvé une référence pour l'observation d'Uranus par S. J. O'Meara, et David Gray pour ses conseils sur l'observation visuelle de la planète.

  1. W. F. Denning, Travaux télescopiques pour les soirées Starlight, Taylor & Francis, 1891
  2. P. Moore & R. Rees, Patrick Moore’s Data Book of Astronomy, Cambridge University Press, 2011
  3. A. F. O'D. Alexander, La planète Uranus : une histoire d'observation, de théorie et de découverte, Faber & Faber, 1965
  4. Uranus, Bureau central des télégrammes astronomiques, Circulaire n° 3912, 1er février 1984 (http://dare.uva.nl/document/4787)
  5. J. L. Elliot, E. Dunham et D. Mink, « Les anneaux d'Uranus », Nature, 267, 328-330 (1977)
  6. F.Herbert et al., « La haute atmosphère d'Uranus : occultations EUV observées par Voyager 2 », J.Geophys.Res., 92, n° A13, 15 093-15 109 (1987)
  7. E. Karkoschka, ‘Nuages ​​de contraste élevé sur Uranus’, Science, 280, n° 5363, 570-572 (1998)
  8. Patrick GJ Irwin et al.,'Probing the vertical cloud structure of Uranus & Neptune with ground based near IR observations at UKIRT, IRTF and Gemini-North', EGU General Assembly 2010, tenue du 2 au 7 mai 2010, Vienne, Autriche, p .4466 http://adsabs.harvard.edu/abs/2010EGUGA..12.4466I
  9. G. Orton et al., « Premières mesures de la structure thermique stratosphérique d'Uranus », Geophys.Res.Abstr., 12, EGU 2010-2541, 2010 EGU Assembly
  10. Section Saturne BAA, formulaire d'observation d'Uranus : http://www.britastro.org/saturn/subpages/visualreportforms/Uranus-form.jpg
  11. Logiciel gratuit WINJUPOS : http://www.grischa-hahn.homepage.t-online.de/
  12. G. W. Lockwood & D. T. Thompson, « Variabilité photométrique d'Uranus, 1972-1996 », Icarus, 137 (1), 2-12 (1999)
  13. Site Web de la section des étoiles variables du BAA : https://britastro.org/section_front/22

Publié à l'origine dans le JBAA 121, 4, 2011 ici avec des révisions/mises à jour.

Si vous êtes intéressé par l'observation ou l'imagerie d'Uranus, lisez le Défi de l'observateur de Damian Peach : Les géants de glace.

Les lecteurs peuvent être intéressés par la section Saturne, Uranus et Neptune de la BAA, où les observations d'Uranus doivent être soumises, ou par les observations des membres d'Uranus BAA téléchargées sur les pages des membres de la BAA.


Questions ouvertes et mission Trident

J'espère que cette brève rencontre avec Triton vous rend encore plus curieux sur ce monde extraordinaire et vous donne envie de découvrir plus que ce que j'ai pu présenter dans l'espace limité de deux articles de fond (celui-ci et le précédent). Il devrait être clair maintenant que de nombreuses autres questions restent sans réponse, par exemple :

Triton est-il un objet typique de la ceinture de Kuiper, ou est-il particulier, et si oui, pourquoi ?

Quelle est sa structure interne et sa composition, et y a-t-il un océan à l'intérieur ? Si oui, cet océan abrite-t-il ou pourrait-il abriter de la vie ?

Qu'est-ce qui se trouve sur les 60% non découverts de la surface de Triton ?

Quelle est la structure de l'atmosphère de Triton ? Pourrions-nous mieux comprendre sa composition chimique et sa structure thermique ? Et,

Quelle est l'influence de la magnétosphère de Neptune sur l'ionosphère de Triton (non abordée dans ces articles de fond) ?

La mission Trident proposée vise à répondre spécifiquement à la question de savoir si Triton a un océan, pourquoi la surface de Triton est si jeune et l'intensité inhabituelle (pour un satellite) de l'ionosphère de Triton (Prockter et al., 2019, LPSC L, #3188) . L'équipe de la mission Trident propose d'obtenir des données gravimétriques et atmosphériques par radio-occultation et spectrométrie plasma, et d'utiliser les données acquises par un magnétomètre, des images de caméra à angle étroit et grand et un spectromètre infrarouge à haute résolution, pour obtenir une vision plus détaillée et image complète de la surface de Triton et de son intérieur. Vous trouverez plus d'informations sur Trident ici.

Ceci conclut notre aventure Triton. À partir de la prochaine fonctionnalité, nous nous dirigerons vers le Soleil. Prochain arrêt : la lune la plus intérieure de Jupiter, le monde volcanique d'Io.


Voir la vidéo: mouvement des planètes et satellites (Juillet 2022).


Commentaires:

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