L'observation (part 2)
L'observation astronomique, outre la simple contemplation ou l'émerveillement pour un événement céleste, elle peut notablement s'enrichir de diverses informations dans un compte-rendu de séance.
Classification des tâches de Waldmeier - Activité solaire
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| Copyright - Thierry LOMBRY |
- La première classification (A à H) concerne la forme générale des tâches.
- La seconde classification (x à k) concerne la forme des pénombres.
- La troisième classification (x à c) concerne la répartition des tâches dans un groupe.
La définition d'un groupe suivant ces trois échelles de classification permet de fournir une étude assez exhaustive de sa forme et de son activité, compatible pour une exploitation ultérieure par des commissions ou des groupements spécialisés (passerelles entre les amateurs et les professionnels).
Classification des facules - Activité solaire
Les taches représentent qu'une partie de l'activité solaire. Les facules, espèces de taches solaires claires sont également très intéressantes à étudier car ce sont en général des zones très actives de notre étoile où se situent déjà des taches ou des zones à surveiller car étant susceptibles d'être le lieu d'émergence de nouvelles taches. Comme les taches, les facules inondent le disque soleil au moment où l'activité solaire est élevée.
- a : En forme de veines, dont la structure ressemble à celle d’un filet.
- b : Etendues et continues.
- c : Etendues et fragmentées.
- d : Facules ponctuelles.
- e : Groupes de facules ponctuelles.
Le nombre de WOLF - Activité solaire
Le fin du fin en observation solaire est de calculer le nombre de WOLF en prenant en compte l'ensemble du disque solaire, découlant du travail génial d'un astronome Suisse de l'observatoire de Zürich, Rudolf WOLF (l'un des seuls professionnels à s'être intéressé à notre étoile au milieu du XIXème siècle). Ce nombre permet d'évaluer l'intensité de l'activité du soleil au moment de l'observation et donc de suivre cette intensité par comparaison avec les nombres de WOLF découlant de nombreuses autres observations réalisées à des dates antérieures. Pour les observateurs qui sont disponibles et qui s'intéressent tout particulièrement à notre étoile, le calcul régulier du nombre de WOLF permet d'obtenir des graphiques très intéressants.
La formule découlant de son travail est la suivante :
W = k ( 10 g + t )
L'application pratique de la formule est assez simple.
k est un coefficient correcteur dépendant des moyens utilisés ainsi que des circonstances concernant l'observation du soleil (Diamètre du télescope, grossissement, votre acuité visuelle, la transparence du ciel...). Pour déterminer le coefficient k moyen qui correspond à votre matériel et à votre acuité, il vous suffit de réaliser 4 ou 5 mesures WOLF sur plusieurs jours avec un coefficient k égal à 1, puis de les comparer avec les mesures WOLF officielles publiées par SOHO.
En faisant la différence, vous obtiendrez un coefficient k beaucoup plus précis propre à vous que vous pourrez alors utiliser pour vos mesures ultérieures. g est le nombre de groupes de taches que vous dénombrez au moment de l'observation. t est le nombre global des taches que vous dénombrez, en considérant toutes les taches comme individuelles même si elles appartiennent à des groupes distincts. Le chiffre W obtenu est obligatoirement un chiffre situé entre 0 (activité nulle) et supérieur à 100 (activité intense lors des maxima). C'est ainsi que sont réalisées toutes les mesures d'amateurs et professionnels du monde entier, qui parviennent à l'observatoire Royal de Bruxelles, pour produire un chiffre W moyen, journalier et mensuel sur notre étoile.
Degré de condensation d'une comète
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| Copyright - Bob KING |
Estimation de magnitude
La magnitude est l'échelle utilisée pour définir la luminosité d'un astre, planète, comète ou objet céleste quelconque dans le ciel. Il conviendrait d'être plus précis en parlant de magnitude stellaire apparente car il existe également la magnitude absolue. La différence fondamentale entre les deux magnitudes correspond au référentiel d'observation pour fixer l'éclat de la cible. La magnitude stellaire apparente définit la luminosité de l'objet tel qu'observé depuis la terre, tandis que la magnitude absolue correspond à l'éclat du même objet tel que théoriquement perçu à une distance de 10 parsecs soit 32,6 années-lumière.
La magnitude stellaire apparente est celle intéressant la très grande majorité des observateurs car elle permet de déterminer entre-autres les moyens techniques à mettre en oeuvre pour procéder à l'observation d'une cible (œil nu, paire de jumelles, lunette, télescope) en fonction de son irradiance. Arnaud FIOCRET a 11 ans lorsqu'il fait la connaissance pour la première fois de cette échelle logarithmique inverse dont l'origine remonte à l'Antiquité au IIème siècle quand Hipparque décide de classifier les étoiles en six "grandeurs". En 1856, l'astronome britannique Norman Pogson propose de faire de cette échelle un standard lorsque ce dernier remarque que chaque baisse ou hausse d'une magnitude est parfaitement régulière selon la racine cinquième de 100 (soit environ 2,512). Compte-tenu du peu de moyens à la disposition d'Hipparque pour créer initialement cette échelle, on l'explique aujourd'hui par la loi de Weber-Fechner. Selon cette loi définissant la relation entretenue par la sensation avec la grandeur physique d'un stimulus, il a été démontré que la sensibilité de l’œil humain correspond à un processus logarithmique.
J'ai réalisé une page spécifique pour rassembler les méthodes visuelles d'estimation de magnitude.
Voir ici : https://contemplationduciel.blogspot.com/p/estmation.html
J'ai réalisé une page spécifique pour rassembler les méthodes visuelles d'estimation de magnitude.
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