Web Camera Un nouvel outil pour enseigner lastronomie'

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Web Camera Un nouvel outil pour enseigner
lastronomie.

• W.Ogloza 2005

http//www.astro-stumpp.de/Webcamnewneu.jpg
Translated by M. Czerny Traduit par C.Cance
Logo dessiné par Armella Leung, www.armella.fr.to
2
Ce projet à reçu lappui de la Commission
Européenne. Cette publication reflète seulement
les vues de l'auteur, et la Commission ne peut
être tenue responsable de lusage qui peut être
fait de l'information quelle contient.
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Observations et exercices.

• Une WebCam bon marché peut ouvrir de nouvelles
  possibilités au professeurs de physique. Des
  phénomènes, qui ne sont souvent pas visibles,
  peuvent être enregistrés sous forme d images.
• Quand nous observons ces images, ne
  nous contentons pas dadmirer leur beauté, mais
  posons nous la question
• Que pouvons nous apprendre de ces images?

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Observations et exercices.

• Toutes les images de cette présentation on été
  prises par des étudiants, futurs professeurs de
  Physique. En analysant ces images ils ont pu
  découvrir les phénomènes physiques et leurs
  lois.
• Ils ont eu à poser correctement le problème, et à
  trouver la bonne méthode de résolution qui mène à
  la réponse.
• Des observations semblables peuvent facilement
  être faites pendant les cours de physique, ou
  bien après les cours, ou lors des sorties
  scolaires.
• Les observations que lon fait soi même
  apportent beaucoup de satisfactions !

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Matériel dobservation
Monture équatoriale motorisée
Objectif Helios f56mm
Chercheur
Adaptateur M42
caméra
Poignée en bois
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Matériel prêt à servir.
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Objectif f500 mm
Objectif f 58 mm
8
Equipement de base

• Web caméra.
• Adaptateur pour objectifs photo.
• Micro ordinateur.
• Logiciel.
• Trépied photographique.
• Cet équipement suffit pour observer le Soleil et
  la Lune

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Equipement plus élaboré.

• Un petit télescope amateur de faible coût.
• Une Webcam avec capteur CCD modifié longues
  poses
• Une monture astronomique à mouvements lents et
  motorisée, pour suivre la rotation de la sphère
  céleste.
• Un tel équipement permet lobservation dobjets
  bien plus faibles.
• Vous navez pas besoin dêtre un virtuose de
  lélectronique! Nous vous procurerons la caméra
  modifiée, le logiciel, les câbles ...etc.

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Ce qui est nécessaire

• Une Webcam modifiée avec capteur CCD
• Des câbles USB et parallèles (Centronics) (5
  mètres)
• Adaptateurs pour objectifs photographiques
  ___________________________ http//www.astrokra
  k.pl (Pologne)
• http//www.mecastronic.com (France)

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Objectifs interchangeables

• Objectif de la WebCam de distance focale 4.9 mm
  Dimension du champ 43? ? 33?
• Objectif de distance focale 58 mm Dimension du
  champ 3.82? ? 2.78?
• Objectif de distance focale 135 mm
• Dimension du champ 1.64? ? 1.19?
• Objectif de distance focale 500 mmDimension du
  champ 0.44? ? 0.32?

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Observations du Soleil

• Exposition 1/1000 - 1/15 sec
• Il faut utiliser un filtre sombre !!
• Le filtre sera placé
• DEVANT LAPPAREILLAGE
• Cest à dire en avant de lobjectif !!!
• Le filtre peut être obtenu à partir de
• Une feuille de mylar (la meilleure solution)
• Un verre de soudeur n14.
• VOUS NE DEVEZ PAS UTILISER DE VERRE NOIRCI AU
  NOIR DE FUMEE !!
• Les disquettes........et
• Les vielles radiographies .........sont à
  proscrire !!

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Observations du Soleil

• Taches solaires (nombre de Wolf , diagrammes
  papillons).
• Eclipses solaires.
• Mouvement quotidien du Soleil.
• Transits de Mercure et de Vénus devant le disque
  solaire.

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Sécurité dabord !!!
INFORMATION IMPORTANTE! NE REGARDEZ JAMAIS
DIRECTEMENT LE SOLEIL SANS PROTEGER VOS YEUX
CELA PEUT PRODUIRE LA CECITE TOTALE EN QUELQUES
SECONDES ! ASSUREZ VOUS TOUJOURS DUTILISER UN
FILTRE OPTIQUE CONVENABLE POUR PROTEGER VOTRE
VUE. NE REGARDEZ JAMAIS DIRECTEMENT LE SOLEIL AU
TRAVERS DUN TELESCOPE OU DUNE LUNETTE!
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Le nombre de Wolf

• Le nombre de Wolf , W, depend du nombre de taches
  solaires selon la relation W 10g p
• (g- nombre de groupes de taches, p nombre
  total de taches)
• Depuis le XIXième siècle le nombre de Wolf est
  une mesure de lactivité solaire.
• Les observations devraient être systématiques et
  les résultats devraient être envoyés aux
  organismes astronomiques .

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Nombre de Wolf

• g 3 p 11 W 41

Si une tache solaire isolée était ici, il
faudrait aussi la compter comme un groupe.
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Nombre de Wolf
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Rotation du Soleil.

• La rotation du Soleil peut être étudiée en
  observant les taches solaires.
• La détermination de la période de rotation du
  Soleil est compliquée par le fait que les
  observations sont faites depuis la Terre qui est
  en orbite autour du Soleil
• La vitesse angulaire du Soleil est déterminée à
  partir des diagrammes des positions des taches
  solaires en fonction du temps.
• Mais le soleil nest pas un corps solide ! La
  période de rotation dépend de la latitude
  héliographique.

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Rotation du Soleil
La distance R-x devra être mesurée sur chaque
image pour chaque tache.
Le rayon solaire peut être déterminé en mesurant
la distance du centre du disque (trouvé par
lintersection de deux droites perpendiculaires
au bord du Soleil), à nimporte quel point du
bord.
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Calculs
x
sunspot
R

• Sin (?) x/R
• ? sin-1 (x/R)
• S tan (?)
• 1/S 1/P -1/365.2425
• S- période synodique de la rotation solaire.
• P- période sidérale de la rotation solaire.

equateur
?
Temps jours
Latitude héliographique ? de la tache solaire
Angle ?
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Rotation du Soleil
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Rotation différentielle du Soleil

• La vitesse angulaire de rotation du Soleil dépend
  de la latitude héliograpique ? selon la loi
  empirique suivante
• ? 14,38 -2,7.sin2 ?
• en o/jour

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Diagrammes papillon

• Au cours dune période de 11 ans, les positions
  des taches solaires varient systématiquement.
• Le diagramme donnant la latitude héliographique ?
  des taches, en fonction du temps, est appelé
  diagramme papillon , à cause de sa forme.

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Diagramme papillon
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Transit de Vénus devant le Soleil

• Participation au projet international
• VT-2004.
• Détermination de la distance de la Terre au
  Soleil.
• Estimation de la taille de Vénus.

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Transit deVénus devant le Soleil.
27
Transit deVénus devant le Soleil
Lévénement se produit lorsque la Terre et Vénus
sont proches de lintersection de leurs plans
orbitaux.
.
Soleil
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Taille de Vénus

• Mesurez le rayon du disque de Vénus (RV) sur
  limage (imprimée).
• Multipliez le rayon par le rapport de la distance
  Terre-Soleil (1 UA) à la distance Venus-Terre
  distance (0.3 UA) (f)
• Tracez deux droites perpendiculaires au bord du
  Soleil leur intersection est le centre du disque
  solaire.
• Mesurez le rayon du disque solaire (Rs)
• Calculez le rapport des rayons de Vénus et du
  Soleil
• x fRV/Rs
• Calculez le vrai rayon de Vénus (rV) en supposant
  que le vrai rayon du Soleil est
• (rs) is 696260 km
• rw x rs

Rayon du Soleil
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Observations de la Lune

• Identification des cratères.
• Phases.
• Lumière cendrée.
• Excentricité de lorbite.
• Hauteur des montagnes de la Lune et des murs des
  cratères.
• Eclipses lunaires.
• Occultations lunaires des étoiles.

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Identification des cratères.

• La topographie de notre satellite naturel peut
  être étudiée en comparant nos propres
  photographies avec une carte lunaire.
• Quand les photographies sont prises à différentes
  phases, plus de détails peuvent être reconnus,
  surtout près du terminateur, à cause de la
  variation de langle déclairement.
• Cet exercice aide à comprendre les diverses
  projections dimages obtenues avec des
  équipements optiques différents (images
  inversées, réfléchies dans un miroir... etc.) et
  les principes des représentations cartographiques.

31
Identification
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Phases de la Lune

• La période synodique de la Lune (cest à dire la
  période où les phases se répètent) peut être
  déterminée en mesurant la distance du cratère au
  terminateur.
• Une méthode similaire à celle utilisée pour
  étudier la rotation solaire peut être employée
  pour analyser les images.

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Phases
34
Phases
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Lumière cendrée.

• Au voisinage de la Nouvelle Lune, la face obscure
  de la Lune, est éclairée par la Terre.
• Il est possible détudier les variations de cet
  éclairement (appelé lumière cendrée) selon les
  phases de la Lune.

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Lumière cendrée.
Partie illuminée par le Soleil
Partie illuminée par la Terre.
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Excentricité de lorbite lunaire.

• La lune se déplace sur une orbite elliptique,
  elle est quelquefois plus près , quelquefois plus
  loin de la Terre.
• Il en résulte que le diamètre angulaire apparent
  de la Lune est variable.
• Lanalyse de cet effet permet de déterminer
  lexcentricité de lorbite lunaire.

38
Changements de diamètre angulaire apparent

• Périgée Apogée

R1 R2
39
Changements de diamètre angulaire apparent

• Le rapport R1/R2(ac)/(a-c) est déterminé à
  partir des images précédentes.
• Excentricité ec/a

b
a
c
périgée
apogée
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Hauteur des murs de cratères.

• Les cratères lunaires sont éclairés selon un
  certain angle.
• Si le cratère est identifié, il est possible
  destimer la hauteur de ses murs, par rapport au
  fond du cratère.
• Il faut avoir des informations sur les
  coordonnées et sur le diamètre du cratère.

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Hauteur des montagnes et des murs de cratère.
D
f
Cratère Geminus diamètre 86 km, hauteur du mur
5400m
42
Hauteur H des montagnes et des murs de cratère.
Avec f longueur de lombre exprimée comme
une fraction du diamètre du cratère. D
diamètre du cratère . A la hauteur du soleil
au dessus de lhorizon lunaire, vue depuis
le cratère. F angle entre les directions du
centre de la Lune à la Terre et au
Soleil.
Rappel cosec(F) 1/ sin(F)
43
Eclipses lunaires
44
Forme de la Terre, taille de la Lune.

• La forme circulaire de lombre de la Terre sur le
  disque lunaire fut la première preuve que la
  forme de la Terre était sphérique.
• Connaissant la dimension de la Terre, il est
  possible den déduire la dimension de la Lune
  Re/rm

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Rapport des rayons de la Terre et de la Lune.
Re
rm
Ombre de la Terre
46
Rapport des rayons de la Terre et de la Lune.
Géométrie du phénomène
Le résultat peut être amélioré en tenant compte
de la forme de l'ombre de la terre
47
Les films.

• Enregistrer un phénomène en temps réel.
• Visionner les films en accéléré.

48
Mouvement quotidien apparent de la LuneIl
montre la rotation de la Terre.(La caméra est
immobile par rapport à la Terre)
49
Effets de latmosphère sur la qualité dune
image. (éclipse partielle de Lune)
50
Nuages devant le disque lunaire (fin de léclipse)
51
Agrandissement.
52
Film de léclipse lunaire (1 image toutes les 30
s)Malgré les nuages on peut voir le mouvement de
lombre de la Terre sur le disque lunaire.
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WebCam modifiée

• Possibilité de longue pose !
• Un logiciel spécifique est nécessaire (fourni
  avec les caméras modifiées).
• Lobservation des planètes, étoiles,
  nébuleuses...etc, devient possible avec les
  Webcams modifiées.

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Traitements des images.

• Des effets non désirés, des défauts sur les
  images, comme les pixels chauds ou des
  poussières sur les lentilles ou à lintérieur de
  la camera, peuvent être enlevés en prenant deux
  photos additionnelles
• Le dark (littéralement sombre), fait avec un
  cache sur lobjectif.
• Le flatfield (littéralement champ plat) ,
  image dune surface uniformément éclairée.
• Les logiciels de gestion des WebCam peuvent
  éliminer ces effets génants.

55
Réduction

• Avant Après

56
Réalisation du Dark

• pose 22 secondes pose 179
  secondes

57
Soustraction automatique

• Sans soustraction M 42

• Après soustraction
• Le temps dexposition pour réaliser le dark doit
  être le même que le temps dexposition dune
  image!

58
Angle chaud

• Pose 179 secondes

59
Attention aux salissures!

• Effet Après correction par flatfield

60
Comptage des étoiles en fonction de leur
luminosité (brillance)
61
Sensibilité de la camera
62
Test de linéarité de la camera (pour une étoile
donnée)
63
Bruit
Exposure time
64
Résultats dobservations.

• Planètes
• Etoiles
• Nébuleuses
• ...

65
Mars

• Details de surface
• Temps (météo)
• RotationDiamètre du télescope 35 cmDistance
  focale 3.5 m

66
Jupiter

• Nuages
• Rotation (Grande Tache Rouge)
• Satellites de Jupiter

Praesepe
67
Satellites de Jupiter
r
voir le projet CLEA sur Internet
68
Masse de Jupiter

• Diagrammes montrant la
• distance du satellite à
• Jupiter
• III Loi de Kepler pour le système
  Jupiter-Satellite (indices J S)
• III Loi de Kepler pour le système Terre-Lune
  (indices Z K)
• Masse de Jupiter

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Saturne

• Dimension des anneaux
• Satellites

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Inclinaison des anneaux

• sin (a) r / R

Division de Cassini
Vers lobservateur
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Autres planètes

• Uranus
• Neptune

72
Constellations Orion
73
La Grande Ourse.
74
Etoiles

• Couleurs stellaires
• Séparation détoiles doubles.

75
Les Pléïades
76
La comète Macholtz
77
M31 nébuleuse dAndromède(galaxie)
78
M31 nébuleuse dAndromède(galaxie)
79
M42 nébuleuse dOrion
80
M42 nébuleuse dOrion
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Observations des étoiles binaires à éclipse.

• La luminosité dune binaire à éclipse nest pas
  constante car une des composantes du système
  passe périodiquement devant lautre et occulte sa
  lumière.
• La mesure précise des minimum déclat est
  importante pour les études astronomiques
  professionnelles, aussi, les mesures faites par
  les astronomes amateurs peuvent elles devenir
  partie d'une véritable étude scientifique.

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Observations des étoiles binaires à éclipse

• Durant une éclipse, une longue durée
  dobservation est nécessaire (plusieurs heures).
  Les données recueillies sont alors compressées
  par des programmes informatiques spéciaux.
• La luminosité des étoiles est déterminée en
  additionnant celles de tous les pixels dans le
  voisinage de limage de létoile.
• Pour éliminer les effets dus à latmosphère, la
  luminosité de létoile étudiée (V) est comparée à
  celle dautres étoiles non-variables (C, K)
  toute variation de leur luminosité est due
  seulement à latmosphère.

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Observations des étoiles binaires à éclipse
84
Minimum de RZ Cas mag 6.4 7.8 période
1.195 jour
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Minimum de U Cep mag 6.74 9.81 période
2.493 jour
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Variation de période orbitale

• Les variations des périodes orbitales des
  binaires à éclipse sont produites par divers
  phénomènes physiques éjection de jets de
  matière depuis une composante vers lautre,
  présence dun troisième corps (sombre),
  précession de lorbite, effets relativistes...
  etc.
• Afin détudier ces phénomènes on peut utiliser
  les diagrammes O-C , qui montrent les
  changements lents des périodes orbitales des
  étoiles binaires sur des durées de plusieurs
  années.
• Ces études nécessitent une grande quantité de
  données qui peuvent être fournies par les
  astronomes amateurs !!!

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Diagrammes O-C
Voir le projet GZZ www.as.ap.krakow.pl/gzz
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Autre application des WebCams à lécole

• Images de la nature