Sommaire Activités
|
Спампаваць 218.62 Kb.
|
| Exercice 1 : Acquérir des images de galaxies, les classifier
2.1 Les grandes lignes du projet SommaireActivitésPlanification :Vous devez décider quelles sont les galaxies dont vous souhaitez acquérir des images.Observation : Vous utilisez le télescope, en temps réel ou hors connexion, pour obtenir des images JPEG des galaxies dans différentes bandes spectrales ( couleurs). Une image pleine couleur ( composée) est aussi obtenue. Mesure et analyse : Vous imprimez les images de chaque galaxie et vous commentez leurs caractéristiques en termes scientifiques, y compris les différences entre les images dans différentes couleurs. Puis vous utilisez le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures simples sur la galaxie, y compris à quel point les bras spiraux sont resserrés. Enfin, vous classifiez vos galaxies en utilisant le forme simplifiée de la classification de Hubble. Evaluation : Vous évaluez vos résultats, commentez tout ce qui s’est bien ou mal passé, cherchez des explications aux résultats anormaux et suggérez des raisons et des solutions. Vous pouvez approfondir vos recherchesMesurer le bras spiraux d’une galaxie spiraleA partir des résultats déjà obtenus ( sans refaire l’exercice précédent), vous pouvez, en plus, mesurer les bras spiraux de l’une quelconque des galaxies observées. Profil de luminosité surfaciqueUn travail indépendant consiste à relever les profils de luminosité surfacique. Vous pouvez le faire pour quelques unes des galaxies observées et classifiées, il est inutile de refaire l’exercice précédent). Atlas Kaulkes des galaxies proches (FANG) Pour obtenir des images couleur de vos galaxies de haute qualité, vous pouvez utiliser une longue exposition ( soit 5 min pour chaque filtre) ou, encore mieux, vous pouvez prendre plusieurs images en couleur pour chaque filtre et les superposer ( les combiner en utilisant un logiciel). Les images haute qualité ainsi obtenues pourraient contribuer à l’atlas Faulkes Telescopes des galaxies proches, atlas en ligne d’images pleine couleur de galaxie, à usage des professionnels et des amateurs. Pour beaucoup de galaxies, ces images seront les premières haute qualité en couleur jamais obtenues. Ce travail effectué, les images seront rassemblées dans un livre qui sera non seulement très esthétique mais aussi d’une grande valeur scientifique. En ligne, comme dans le livre, le nom de l’école et des personnes qui ont obtenu et traité les images seront cités. 2.2 Instructions pour le projet Sommaire des activités : Planifier : Vous décidez quelles galaxies vous allez observer et quand vous allez les observer Observer : Vous utilisez le télescope (en temps réel ou hors-ligne) pour obtenir des images JPEG des galaxies spirales dans différentes bandes passantes (couleurs). Une image avec toutes les couleurs (composée) est également obtenue. Commenter : Vous imprimez les images de chaque galaxie et commentez en termes scientifiques leur composition, en incluant dans votre commentaire les différences entre les images en couleurs différentes. Mesurer : Vous utilisez alors le logiciel « JPEG Viewer » pour effectuer en toute simplicité des mesures d’une galaxie, par exemple comment les bras spiraux sont disposés dans une galaxie spirale. Classifier : Vous classez vos galaxie en utilisant une forme modifiée du schéma de classification de Hubble. Vos mesures vous aideront à classifier correctement vos galaxies. Evaluer : Vous réfléchissez à vos sources d’erreurs et à la façon dont vous pourriez améliorer votre projet. Les images requisesPour ce projet, les images peuvent être obtenues soit en temps réel soit hors-ligne. Chaque galaxie à mesurer et classifier doit au minimum être imagée avec les filtres de bandes passantes V et R (vert et rouge), afin qu’une image en trois couleurs puissent être créée. En outre, prendre des images en utilisant des filtres différents, pouvant aussi bien inclure U (ultraviolets) et I (infrarouges), vous permettra de comparer les proportions de chaleur dans les différentes parties de la galaxie : bleu pour les étoiles jeunes et plus jaunes pour les étoiles plus vieilles et plus froides. Les images JPEG pour chaque bande passante vous sont renvoyées directement par le logiciel du télescope, ainsi qu’une image contenant toutes les couleurs. Ces images JPEG sont suffisantes pour observer et classifier une galaxie. Cependant, si vous désirez effectuer le processus complet requis pour produire une image astronomique de haute qualité pour l’Atlas Faulkes des Galaxies Proches, vous devrez utiliser les fichiers FITS qui vous sont renvoyés plusieurs heures après votre session d’observation. Les détails sont donnés dans un projet séparé. Planification détaillée1. Choisir les bonnes galaxies Idéalement elle doit être ni trop petite ni trop grande par rapport au champ de vision et suffisamment brillante pour donner une image correcte selon les choix appropriés de temps d’exposition. Une liste de galaxies convenables peut être téléchargée sur la page ressources de ce projet, ainsi qu’un planning d’observation – feuille de calcul montrant quelles galaxies sont visibles selon le moment. 2. Choisir l’instant d’observation Les bonnes images d’objets célestes lointains comme les galaxies ne peuvent être obtenues uniquement lorsque la luminosité du ciel est faible. De telles conditions sont appelées « photométriques » car elles sont idéales pour réaliser des mesures de luminosité des objets. Pour observer avec les Faulkes Telescopes sous des conditions photométriques vous devez choisir un moment où la Lune n’est pas là et quand la nuit est complète. 3. Choisir les bons filtres Pour obtenir une image en couleurs réelles vous devez produire des images utilisant les filtres bleu, vert et rouge (B, V et R). Ce sont des filtres à large bande permettant le passage de longueurs d’onde centrées respectivement sur les parties bleues, vertes ou rouges du spectre. De plus, vous pourrez également vouloir utiliser le filtre ultra-violet (U) pour montrer plus clairement toutes les régions lumineuses comportant de jeunes étoiles bleues brillantes. De même pour le filtre infra-rouge (I) pour montrer plus précisément les vieilles étoiles froides. 4. Choisir les bons temps d’exposition Après avoir choisi quand observer, et à travers quels filtres, vous devrez ensuite décider combien de temps observer une galaxie à travers chaque filtre. Le logiciel du télescope vous aidera à faire ce choix. 5. Planifier votre « plage » d’observation Etablissez un emploi du temps d’observation tenant compte du temps requis pour chaque exposition et du temps requis par le télescope pour glisser d’une galaxie à une autre. Soumettez celui-ci au centre de contrôle du télescope et réservez votre « plage » d’observation. 6. Sauvegarder les images Sauvegardez les images JPEG que vous avez obtenues durant votre session d’observation dans un répertoire sur votre ordinateur. Commenter7. Etude des images Vous pouvez utiliser les images JPEG prises dans les différentes couleurs, mais vous pouvez également utiliser les images avec toutes les couleurs. Si vous voulez effectuer ultérieurement votre analyse, c’est possible en utilisant JPEGs, une autre possibilité est d’utiliser le logiciel de traitement d'image astronomique pour voir les fichiers complets de données (FITS files). L’avantage est que vous pouvez sélectivement faire ressortir différents aspects de l’image d’une galaxie dans l’ordre souhaité pour l’étude. Vous pouvez, par exemple, augmenter la brillance de certaines régions sombres de l’image afin de pouvoir voir clairement d’autres régions de la galaxie. Cependant, ceci saturerait la région centrale brillante dans laquelle on ne pourrait plus voir les détails, ainsi vous pourriez également vouloir changer les réglages de telle manière que des détails dans ces régions puissent être étudiés. Etude des images FITS de galaxiesAssurez vous que vous sauvegardez les images originales et les images traitées. Dans certains cas, vous pouvez penser qu’il est bon de traiter une image de différentes façons pour faire ressortir différents aspects ( par exemple dans une galaxie, des détails de régions peu lumineuse et ceux de régions brillantes) 8. Imprimer les images Vous trouverez utile de les imprimer afin de pouvoir les étudier plus aisément. Ceci vous permettra également de leur adjoindre des commentaires appropriés pour l'inclusion dans un rapport écrit, si nécessaire. Conseil : Si vous le pouvez, utilisez une imprimante photographique de qualité et haute résolution ou du papier photographique de qualité, vous obtiendrez un bien meilleur résultat qu’avec une imprimante commune et un papier ordinaire. 9. Analyse des images Examinez les images attentivement, observez en particulier les aspects suivants : * Si vous pensez que c’est une galaxie elliptique ou une galaxie à disque ( comme une galaxie spirale) qui est aplatie comme un disque, ou si c’est trop difficile le de la déterminer comme c’est parfois le cas. * Si la galaxie est une galaxie à disque, si elle est de face par rapport à vous ou inclinée. * Si c’est une galaxie spirale : - si elle est barrée ou non - le nombre de bras spiraux, leur longueur, et comment ils sont étroitement enroulés - si les bras spiraux sont clairement définis ou d’aspect vague et déchiqueté - les régions où il y a beaucoup d’étoiles bleues, brillantes, chaudes et jeunes - les régions où il y a beaucoup de nuages de poussière sombre - les régions « H2 » qui sont rougeoyantes car l’hydrogène ionisé rougeoie à cause des étoiles jeunes et chaudes voisines dégageant des doses copieuses de rayonnement ultra-violet - les amas globulaires qui contiennent de vieilles étoiles jaunes - tout autre aspect que vous pensez intéressantes à préciser. Mesurer10. Utiliser le logiciel JPEG Viewer pour effectuer des mesures Les détails pour utiliser ce logiciel sont donnés dans des instructions séparées qui peut être téléchargée à partir de la page ressource de ce site. Mesurez la taille angulaire de la galaxie et tout aspect important ( un renflement central, un nuage de poussière sombre,…) en arc minutes ou arc secondes ( celle qui est la plus appropriée). Si vous connaissez la distance de la galaxie ( en années-lumière ou en parsec), entrez les dans le logiciel et il calculera la taille actuelle de la figure (en années-lumière ou en parsec). Si c’est une galaxie spirale, mesurez la façon dont les bras spiraux sont enroulés. Vous pouvez aussi utiliser le logiciel JPEG Viewer pour mesurer relativement à notre galaxie - la taille relative du renflement central contenant les vieilles étoiles jaunes - la taille relative d’une barre quelconque - si la galaxie est elliptique, le rapport entre le grand axe et le petit axe Classifier11. L a classification de Hubble Utiliser les informations précédentes pour décider, pour chacune de vos galaxies, dans quelle mesure elle correspond aux propriétés publiées dans la classification de Hubble. Comme il y a plusieurs variations modernes du schéma originel de Hubble, un guide adapté à cet exercice a été écrit pour vous. Celui-ci peut être téléchargé à partir de la page ressource de ce site. EvaluerCommentez toutes les sources d'erreur dont vous vous rendez compte pour améliorer n’importe quel aspect de l’exercice abordé au cours de votre travail. 2.3. Instructions pour l’utilisation du logiciel « JPEG Viewer » IMPORTANT : Le logiciel utilise des macros écrites en Visual Basic. Celles-ci ne peuvent s’ouvrir si le niveau de sécurité macro d’Exel est trop haut « high ». Pour changer le niveau de sécurité, en moyen « medium » ou bas « low », aller dans le menu outils « tools » dans Exel et choisir « Macro » puis « Security »… Ceci doit être fait avant d’ouvrir le logiciel. Observation et mesure Ouvrir le logiciel « JPEG viewer and measurer » Ouvrir le tableur « JPEGviewer.xls » Si vous n’avez pas déjà une copie du logiciel, vous pouvez le télécharger sur le site Faulkes Telescopes, section logiciels recommandés (Software &Analysis Tools). Montrer Effacer Montrer toutes les formes toutes les formes l’objet à comparer
Mesurer Cacher  l’objet à comparer
 
A n instructions z z     de l’image
Acquérir Effacer Clignotement Ajouter Une seconde image la seconde image des 2 images un arc spiral
Obtenir une imageImportant : La résolution pour sauvegarder les images doit être 72 dpi ( c’est la résolution donnée directement pour les images des Télescopes Faulkes) Utiliser la touche « get new image » pour acquérir une nouvelle image. Entrer les renseignements concernant l’imageEntrer le nom de l’objet (object name), la largeur du champ (width of the fiel of view) et ses unités (units) à droite de l’écran. Si vous savez à quelle distance se trouve l’objet de votre image, entrer la distance
Mesurer l’image en utilisant des formes simplesPour mesurer l’objet en utilisant les formes simples, cliquer sur les boutons verts et tirer sur les bonnes positions, puis cliquer sur le bouton mesure (measure) ( double flèche) et lisez les mesures à droite de l’écran. Les distances en unités absolues sont indiquées ainsi que les distances angulaires si vous avez entré la distance à laquelle se trouve l’objet. Pour tourner une forme, cliquer dessus, puis cliquer sur le bouton « tourner une forme » ( rotate shape), et tirer une des poignées dans la direction souhaitée. Comparer avec un objet familierSi vous avez entré la distance à laquelle se trouve votre objet, vous pouvez superposer les formes (superimpose shapes) indiquant les tailles relatives des objets de référence en cliquant sur le bouton montrer l’objet à comparer (Show comparaison object). Zoom avant et arrièreUtiliser les boutons zoom in et zoom out et les curseurs pour voir les détails dans une zone particulière de l’image. Clignotement de deux imagesChercher une seconde imagePour acquérir une seconde image que vous voulez comparer avec la première, utiliser le bouton acquérir une seconde image (get second image). Faire clignoter les imagesCliquer sur le bouton Faire clignoter les images (Blink two images) pour faire alterner deux images. On peut ainsi, par exemple, comparer les images d’une galaxie prises avec les filtres verts et rouges. On peut avoir besoin de faire clignoter pour comparer deux images successives d’un même objet et observer la variation de luminosité des contours ( utile lorsqu’on utilise le logiciel pour mesurer les bras spiraux d’une galaxie) ou le déplacement de l’objet ( utile pour repérer un astétoïde).
IntroductionVoici une liste de galaxies qui peuvent être observées avec le F.T. Elles sont réparties en 3 sections : spirales, spirales barrées, elliptiques et irrégulières. Les informations concernant chaque galaxie sont données dans la table. Les galaxies sont listées dans l’ordre de leur classification soit de S0 à Sc pour les spirales, de Sba à SBc pour les spirales barrées et de E0 à E7 pour les elliptiques.
Colonne 2 : nom de la galaxie (name) Colonne 3 : notez les galaxies que vous avez déjà observées Colonne 4 : magnitude (M ) ( mesure de la luminosité) Colonne 5 : classe ( classe) . Pour avoir plus d’informations sur le classification des galaxies, se reporter au diagramme en arbre « Hubble Tuning Fork » Colonne 6 : FT utilisable pour l’observation ( Hawaï ou Australie) (visible from) Colonne 7 : orientation de la galaxie par rapport à l’observateur ( de face ou par la tranche) ( face on, edge on) Colonne8 : ascension droite (RA) équivalent de la longitude sur Terre. Elle est donnée en heures, minutes et secondes. La sphère céleste étant partagée en 24 h, elle repère l’objet par rapport au cercle 00h Colonne 9 : déclinaison ( dec). C’est l’angle sous lequel on voit la galaxie par rapport à l’équateur céleste. Elle est donnée en degrés, minutes d’ars et secondes d’arc. Il y a 60 minutes d’arc dans un degré 60 secondes d’arc dans une minute d’arc. Si l’objet est sous l’équateur, sa déclinaison est négative ; elle est positive si l’objet est au dessus. Galaxies elliptiques
Galaxies spirales
Galaxies spirales barrées
Galaxies irrégulières
2. 6. Table pour l’observation des galaxies (exel) voir sur le site 2.7. La classification de galaxies de HubbleIntroductionLa première classification des types de galaxies a été publiée en 1936 par Hubble dans le livre intitulé « Le royaume des nébuleuses ». Depuis, plusieurs personnes ont suggéré des modifications et des ajouts à son premier schéma mais l’idée de base du diagramme en arbre est toujours utilisée par les astronomes. Ci-dessous, une forme simplifiée communément utilisée de ce diagramme. lenticulaire spirale spirale spirale 
elliptique elliptique lenticulaire spirale spirale spirale barrée barrée barrée barrée irrégulière Les galaxies elliptiques ( à gauche) ont plus ou moins une forme d’œuf sans autre élément remarquable. Tout ce que l’on peut habituellement détecter est la diminution de luminosité lorsqu’on s’éloigne du centre de la galaxie. Les formes visibles vont de E0 à E6 soit du quasi-cercle à l’ellipse très aplatie avec un grand axe égal à 4 fois le petit axe. Les galaxies à disque ont un bulbe central qui ressemble beaucoup aux galaxies elliptiques mais on trouve autour un mince disque d’étoiles. Le disque est généralement de forme quasi-circulaire. Cependant, puisque les galaxies ont des orientations très diverses par rapport à l’observateur, nous les voyons le plus souvent penchées, ce qui leur donne une forme plus ou moins elliptique dans le ciel, entre le cercle ( lorsqu’elle est vue de face) et la tranche lorsqu’elle est vue de profil. Plus l’angle de vue est grand, plus elle apparaît elliptique ( un angle nul correspond à une vue de face).Pour la même raison, une galaxie elliptique peut-être en réalité beaucoup plus plate que ce qu’on voit. La plupart des galaxies à disque (Sa, Sb, Sc surtout) ont aussi des bras spiraux et sont appelées galaxies spirales. La moitié d’entre elles ont aussi des barres bien définies près du centre et sont appelées galaxies spirales barrées (Sba, SBb, SBc surtout) Quelques galaxies (S0, SB0) n’ont pas de bras spiraux et sont appelées galaxies lenticulaires. Elles sont formées d’un disque et d’un bulbe plus petit de taille variable. Les S et SB0 représentées ici ne sont que des schémas ; dans le pratique, il est difficile de distinguer les galaxies lenticulaires vues sous divers angles, des galaxies elliptiques (car une galaxie lenticulaire vue de face ressemble à une elliptique E0, tandis que si elle est inclinée de 66°, elle apparaît comme une E6 par exemple ) Un très petit nombre de galaxies ne présentent pas de symétrie visible et ne peuvent être classées dans ces catégories. On les appelle simplement les galaxies irrégulières (Irr) bien que les astronomes en aient identifié et nommé beaucoup de types. Comme dit plus haut, différents astronomes ont imaginé des versions légèrement différentes de la classification de base afin de faire ressortir des aspects particuliers des galaxies sur lesquelles ils effectuent leurs recherches. La classification ci-dessus est simple et basique mais convient tout à fait au travail avec les Faulkes Telescope. Les galaxies elliptiques contiennent très peu de gaz et de poussières et leurs étoiles se décrivent des orbites autour du centre. Les galaxies spirales, au contraire, contiennent une grande quantité de poussière et de gaz, surtout celles qui sont au bout des branches du diagramme Sc et SBc. Au début, Hubble a organisé les différentes formes de galaxies en arborescence parce qu’il avait noté une variation graduelle de l’apparence des galaxies qu’il observait. A une certaine époque, on a pensé que l’arbre de Hubble montrait en fait, de droite à gauche, l’évolution des galaxies au cours de leur vie. On sait depuis longtemps que cette idée est fausse mais les termes « early type spiral » et « late type » sont toujours utilisés, ce qui peut prêter à confusion. Ainsi les astronomes continuent à faire référence à Sa en tant que « early type spiral » et à Sc en tant que « late type ». Lorsqu’on se déplace de gauche à droite le long des branches, on peut observer : 1. l’accroissement de la proportion du disque par rapport au bulbe, 2. l’ouverture des bras spiraux ( l’ouverture de leur angle) 3. il est facile de distinguer les étoiles isolées et les émissions de gaz rose (régions HII) ainsi que la couleur globale de la galaxie qui tend vers le bleu car les bras spiraux contiennent des étoiles jeunes, lumineuses et bleues, 4. qu’il y a plus d’hydrogène dans le disque (mais on ne peut le détecter avec les Faulkes Telescope). |
cquérir une Tourner 
ouvelle image la forme
Réinitialiser
oom arrière la position