Astronomie

Cet article a pour thème « Pourquoi les étoiles vues par des télescopes de différentes longueurs d’onde diffèrent les unes des autres ». Il explique que, comme le rayonnement des objets célestes se produit dans différentes longueurs d’onde, les télescopes de différentes longueurs d’onde peuvent observer différents aspects du même objet céleste. L'observation à une seule longueur d’onde est comme « un aveugle qui tâtonne pour décrire un éléphant » : seule l'observation à plusieurs longueurs d’onde permet d’obtenir une vision complète de l’objet céleste.

Cet article s’articule autour de la question de savoir pourquoi les astronomes s’intéressent autant aux spectres. Il présente la définition des spectres et l’historique de leur étude, explique que les spectres peuvent être utilisés pour analyser la composition élémentaire, l’abondance et l’état d’ionisation des objets célestes, ainsi que pour étudier l’évolution de la structure des étoiles, les phases d’évolution des restes de supernovae et la croissance des proto-étoiles. Il mentionne également que, avec les progrès des télescopes et des équipements de spectroscopie, les astronomes sont désormais en mesure de réaliser des observations spectroscopiques sur toute la gamme des longueurs d’onde, et que les spectres révéleront encore davantage de mystères de l’univers.

Cet article aborde la question « Pourquoi les astronomes prennent-ils toujours des photos d’étoiles ? » et présente le contexte de l’évolution des observations astronomiques du dessin à la photographie, les trois principales catégories et applications des photos d’objets célestes, les bases et méthodes d’analyse des photos d’objets célestes, les raisons pour lesquelles on utilise la photographie plutôt que la vidéo, ainsi que le rôle de la technologie de photographie astronomique dans le développement de l’astronomie.

Cet article se concentre sur "Pourquoi un télescope astronomique est plus grand, mieux", expliquant que plus l'ouverture du télescope optique est grande, plus la lumière faible est collectée, la capacité est de 2 millions de fois celle de l'œil humain ; Dans le même temps, selon la loi de l'optique, plus l'ouverture est grande, plus la capacité de distinguer les détails du corps céleste est forte, répondant aux deux avantages du télescope à grande ouverture.

Au début du XXe siècle, Schmidt a conçu un télescope réfracteur avec une lentille spéciale de correction de courbure, qui avait un grand champ de vision mais une lentille difficile à abraser. Le champ de vision du télescope réfractorique est très approprié pour l'enquête céleste, et il existe de nombreuses variantes pour la science populaire.

Ce document explique les raisons pour lesquelles les télescopes réflecteurs sont utilisés pour les grands télescopes contemporains.Les télescopes sont divisés en deux types : réfraction et réflexion.La réfraction a une aberration chromatique naturelle.Le plus grand réfracteur n'est que 1,02 mètre en raison de l'absorption de la lumière à travers le verre.

Cet article se concentre sur la controverse de la fabrication du premier télescope astronomique : en 1608, un opticien néerlandais, Lieberge, a découvert par hasard un ensemble de lentilles qui peut rapprocher les objets lointains, a fabriqué le premier télescope au monde et a rapporté au gouvernement néerlandais, a reçu une commande de la marine ; son voisin, Jensen, a déclaré que l'invention précoce, mais n'a pas été publiée, n'a pas été reconnue ; en 1609, Galilée a amélioré le télescope pour les observations astronomiques.

Cet article présente les objets observés par les télescopes astronomiques amateurs, tels que les cratères lunaires, l'aura de Saturne, l'amas galactique, les gains et les pertes de Vénus, les grandes taches rouges rayées de Jupiter, la couronne polaire de Mars et les nébuleuses de la galaxie, etc. Il explique également les points clés de la sélection des télescopes.

Avant l'invention du télescope, les astronomes s'appuyaient sur des instruments classiques tels que Guizhou, Hunyi (y compris Hunyi de la dynastie Song du Nord) et le quadrant du mur de Tigou, qui peuvent mesurer le temps et déterminer les coordonnées des corps célestes.

Cet article explique que la latitude de l'observateur détermine la loi de la montée et de la chute des étoiles : les étoiles ne se couchent jamais près du pôle nord de l'hémisphère nord à 40 ° de latitude nord (par exemple, Beijing) et ne se lèvent jamais près du pôle sud ; les étoiles visibles ne se couchent pas au pôle nord et ne se lèvent pas à l'hémisphère sud, et il n'y a pas de phénomène à l'équateur.

Cet article explore la « longueur d'un jour » et présente la différence entre le « jour solaire » et le « jour étoile », selon la définition des astronomes : le jour solaire est d'environ 24 heures, le jour étoile est d'environ 23 heures et 56 minutes, le premier contenant l'effet combiné de l'orbite et de la rotation de la Terre, le dernier ne compte que de la rotation. Il a également mentionné la découverte par l'horloge atomique que la rotation de la Terre a de minuscules variations saisonnières, qui ne sont pas détectées par l'homme.

Cet article explique les causes de la variation de la longueur du jour et de la nuit : il existe un angle d'environ 23,5 ° entre le plan équatorial de rotation de la Terre et le plan ecliptique d'orbitation, et le point direct du soleil se déplace pendant la rotation, ce qui entraîne des différences de longueur du jour et de la nuit dans les quatre saisons de l'hémisphère nord et du sud.