Swings a découvert la première molécule interstellaire, le radical CH en 1937
Pol Swings (1906-1983) était un astrophysicien belge qui a fait des études spectroscopiques pour identifier les éléments et la structure des étoiles et des comètes. Il a découvert la première molécule interstellaire, le radical CH en 1937. Dans les atmosphères cométaires, il a étudié les « bandes Swings » – les raies d’émission de carbone. Il a également identifié un « effet Swings » – une fluorescence qui est en partie due au rayonnement solaire. Swings a également effectué des études spectroscopiques de l’espace interstellaire et étudié la rotation stellaire, ainsi que les nébuleuses, les novæ et les étoiles variables.
Les travaux publiés de Swings incluent Considérations concernant les molécules cométaires et interstellaires (1942) et l’Atlas des spectres cométaires représentatifs, avec Leo Haser (1956).
Astrophysique et Astronomie
Astrophysique, branche de l’astronomie concernée principalement par les propriétés et la structure des objets cosmiques, y compris l’univers dans son ensemble.
Astronomie, science qui englobe l’étude de tous les objets et phénomènes extraterrestres. Jusqu’à l’invention du télescope et la découverte des lois du mouvement et de la gravité au 17ème siècle, l’astronomie était principalement concernée par la notation et la prédiction des positions du Soleil, de la Lune et des planètes, à l’origine à des fins calendaires et astrologiques et plus tard à des fins de navigation utilisations et intérêt scientifique. Le catalogue d’objets désormais étudiés est beaucoup plus large et comprend, par ordre de distance croissante, le système solaire, les étoiles qui composent la Voie Lactée, et d’autres galaxies plus éloignées. Avec l’avènement des sondes spatiales scientifiques, la Terre est également étudiée comme l’une des planètes, bien que son enquête plus détaillée reste du domaine des sciences de la Terre.
La portée de l’astronomie 
Depuis la fin du XIXe siècle, l’astronomie s’est élargie pour inclure l’astrophysique, l’application des connaissances physiques et chimiques à la compréhension de la nature des objets célestes et des processus physiques qui contrôlent leur formation, leur évolution et leur émission de rayonnement. De plus, les gaz et les particules de poussière autour et entre les étoiles sont devenus l’objet de nombreuses recherches. L’étude des réactions nucléaires qui fournissent l’énergie rayonnée par les étoiles a montré comment la diversité des atomes présents dans la nature peut être dérivée d’un univers qui, après les premières minutes de son existence, n’était composé que d’hydrogène, d’hélium et d’une trace de lithium. Concerne les phénomènes à la plus grande échelle est la cosmologie, l’étude de l’évolution de l’univers. L’astrophysique a transformé la cosmologie d’une activité purement spéculative en une science moderne capable de prédictions qui peuvent être testées.
Malgré ses grands progrès, l’astronomie reste soumise à une contrainte majeure : elle est par nature une science d’observation plutôt qu’une science expérimentale. Presque toutes les mesures doivent être effectuées à de grandes distances des objets d’intérêt, sans aucun contrôle sur des quantités telles que leur température, leur pression ou leur composition chimique. Il existe quelques exceptions à cette limitation, à savoir les météorites (dont la plupart proviennent de la ceinture d’astéroïdes, bien que certaines proviennent de la Lune ou de Mars), les échantillons de roche et de sol ramenés de la Lune, les échantillons de poussière de comète et d’astéroïde renvoyés par les engins spatiaux robotiques et les particules de poussière interplanétaires recueillies dans ou au-dessus de la stratosphère. 
Ceux-ci peuvent être examinés avec des techniques de laboratoire pour fournir des informations qui ne peuvent être obtenues d’aucune autre manière. À l’avenir, les missions spatiales pourraient renvoyer des matériaux de surface de Mars ou d’autres objets, mais une grande partie de l’astronomie semble autrement confinée aux observations terrestres complétées par des observations de satellites en orbite et de sondes spatiales à longue portée et complétées par la théorie.
Détermination des distances astronomiques
Une entreprise centrale en astronomie est la détermination des distances. Sans une connaissance des distances astronomiques, la taille d’un objet observé dans l’espace ne resterait rien de plus qu’un diamètre angulaire et la luminosité d’une étoile ne pourrait pas être convertie en sa véritable puissance rayonnée, ou luminosité. La mesure de la distance astronomique a commencé par une connaissance du diamètre de la Terre, qui a fourni une base pour la triangulation. Dans le système solaire interne, certaines distances peuvent désormais être mieux déterminées grâce à la synchronisation des réflexions radar ou, dans le cas de la Lune, grâce à la télémétrie laser. Pour les planètes extérieures, la triangulation est encore utilisée. 
Au-delà du système solaire, les distances aux étoiles les plus proches sont déterminées par triangulation, dans laquelle le diamètre de l’orbite terrestre sert de ligne de base et les changements de parallaxe stellaire sont les quantités mesurées. Les distances stellaires sont couramment exprimées par les astronomes en parsecs (pc), kiloparsecs ou mégaparsecs. (1 pc = 3,086 × 10 **18 cm, soit environ 3,26 années-lumière [1,92 × 10 **13 miles].) Les distances peuvent être mesurées à environ un kiloparsec par parallaxe trigonométrique (voir étoile : Détermination des distances stellaires). La précision des mesures effectuées à partir de la surface de la Terre est limitée par les effets atmosphériques, mais les mesures effectuées à partir du satellite Hipparcos dans les années 1990 ont étendu l’échelle aux étoiles jusqu’à 650 parsecs, avec une précision d’environ un millième de seconde d’arc. Le satellite Gaia devrait mesurer des étoiles aussi éloignées que 10 kiloparsecs avec une précision de 20 %. Des mesures moins directes doivent être utilisées pour les étoiles plus éloignées et pour les galaxies.
Deux méthodes générales pour déterminer les distances galactiques sont décrites ici. Dans la première, un type d’étoile clairement identifiable est utilisé comme étalon de référence car sa luminosité a été bien déterminée. Cela nécessite l’observation d’étoiles suffisamment proches de la Terre pour que leurs distances et leurs luminosités aient été mesurées de manière fiable. Une telle étoile est appelée une « bougie standard ». Les exemples sont les variables céphéides, dont la luminosité varie périodiquement de manière bien documentée, et certains types d’explosions de supernova qui ont une brillance énorme et peuvent donc être vues à de très grandes distances. Une fois que les luminosités de cette bougie standard plus proche ont été calibrées, la distance à une bougie standard plus éloignée peut être calculée à partir de sa luminosité calibrée et de son intensité mesurée réelle. (L’intensité mesurée [I] est liée à la luminosité [L] et à la distance [d] par la formule I = L/4πd2.) Une bougie standard peut être identifiée au moyen de son spectre ou du schéma de variations régulières de luminosité. (Des corrections peuvent devoir être faites pour l’absorption de la lumière des étoiles par le gaz et la poussière interstellaires sur de grandes distances.) Cette méthode constitue la base des mesures des distances aux galaxies les plus proches.
La deuxième méthode pour les mesures de distance galactique utilise l’observation que les distances aux galaxies sont généralement en corrélation avec les vitesses avec lesquelles ces galaxies s’éloignent de la Terre (telles que déterminées à partir du décalage Doppler dans les longueurs d’onde de leur lumière émise). Cette corrélation est exprimée dans la loi de Hubble : vitesse = H × distance, dans laquelle H désigne la constante de Hubble, qui doit être déterminée à partir d’observations de la vitesse à laquelle les galaxies s’éloignent. Il est largement admis que H se situe entre 67 et 73 kilomètres par seconde par mégaparsec (km/sec/Mpc). H a été utilisé pour déterminer les distances aux galaxies éloignées dans lesquelles des bougies standard n’ont pas été trouvées. (Pour une discussion supplémentaire sur la récession des galaxies, la loi de Hubble et la détermination de la distance galactique, voir science physique : astronomie.)
Pol Swings (1906-1983)
Polidore F. F. Swings était un astrophysicien belge qui a fait des études spectroscopiques pour identifier les éléments et la structure des étoiles et des comètes. Il découvre la première molécule interstellaire, le radical CH (1937). Dans les atmosphères cométaires, il a étudié les « bandes Swings » – certaines raies d’émission de carbone. En 1941, avec un spectrographe à fente, il identifia un « effet Swings » dans les bandes violettes du CN (3875 A) – une fluorescence due en partie au rayonnement solaire qui montre des différences d’excitation de la ligne d’émission dépendant du décalage Doppler causé par le mouvement d’une comète par rapport au Soleil. Il a co-écrit un Atlas des spectres cométaires avec Leo Haser en 1956.
https://www.esa.int/Science_Exploration/Space_Science/24_September
https://www.britannica.com/science/astronomy