Utilisateur:Derkleinebaueraufdemriesigenschachbrett/Astronomie

ObservationModifier

InstrumentsModifier

Modes d'observationModifier

L'astrométrie

La photométrie consiste à mesurer le flux lumineux reçu des objets célestes dans une bande spectrale déterminée. L'unité de flux utilisée universellement est la magnitude, une échelle logarithmique inverse ; le Jansky (10-26 W/m²/Hz) est parfois utilisé dans l'infrarouge. La photométrie est obtenue par le biais d'un filtre optique situé en amont du détecteur dans le télescope ; historiquement, un photomètre photoélectrique était utilisé en-dehors du domaine visible du spectre. Un système photométrique consiste en un jeu de filtres permettant d'étudier les astres dans différentes bandes spectrales. Des bandes régulièrement utilisées sont U (365 ± 68 nm) dans l'ultraviolet, B (440 ± 98 nm), V (550 ± 89) et RC (650 ± 100 nm) dans le visible, et IC (800 ± 150 nm) dans l'infrarouge proche. Les principaux objectifs de la photométrie sont d'obtenir la luminosité intrinsèque de l'astre si sa distance est connue, étudier sa variabilité (étoiles variables, noyaux actifs de galaxie, planètes mineures), ou reconstituer sa distribution spectrale d'énergie. Les principaux résultats de la photométrie sont : la mesure des distances galactiques grâce à la relation période-magnitude des Céphéides ou de l'énergie libérée par une supernova ; le positionnement d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell (couleur-magnitude) qui permet de déterminer approximativement sa masse, sa température effective et son stade évolutif ; le calcul du rayon des membres d'étoiles binaires à éclipses.

La spectroscopie

La polarimétrie

L'imagerie

L'interférométrie