Astronomie

Que signifie « des trous noirs sont créés lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur elle-même » ?

Que signifie « des trous noirs sont créés lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur elle-même » ?


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J'ai lu plusieurs fois que des trous noirs sont créés lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur lui-même mais qu'est-ce que cela signifie ? Le poids du centre de l'étoile massive augmente-t-il tellement qu'il ne peut pas supporter le poids ou je peux dire que l'espace lui-même ne peut pas supporter le poids d'un tel centre d'étoile massive qu'il s'effondre. J'ai essayé de lire la réponse sur google mais je veux savoir en langage profane car je ne suis ni chercheur ni étudiant en astrophysique. Merci


Cette page Wikipedia sur Stellar Evolution est un bon point de départ avec de nombreux liens vers plus d'informations.

Une étoile est une énorme sphère composée principalement d'hydrogène.

Comme toute grande masse, elle a un champ gravitationnel et ce champ agit sur l'étoile elle-même.

Donc, il voudrait toujours s'effondrer en une sphère aussi dense que possible sous sa propre gravité.

Maintenant que la densité augmente, en particulier au centre, la pression augmente également et la température aussi. Lorsque ceux-ci seront suffisamment élevés, le noyau de l'étoile pourra fusionner l'hydrogène (et plus tard d'autres matériaux) en éléments plus lourds. Cela libère d'énormes quantités d'énergie et c'est ce qui crée toute cette lumière que nous voyons.

Mais l'énergie libérée empêche également l'étoile de s'effondrer davantage.

Et cela peut rester ainsi (plus ou moins) pendant des milliards d'années. C'est cette énergie produite par fusion au niveau du noyau qui équilibre la force gravitationnelle (poids) du reste de l'étoile essayant d'écraser le noyau. Ainsi, une fusion qui génère plus d'énergie qu'elle n'en nécessite est essentielle pour garder une étoile « vivante ».

Après un long moment, l'hydrogène au cœur s'épuise et l'étoile commence à brûler des éléments plus lourds au cœur (hélium, carbone, etc. ). Il le fait jusqu'à ce que ceux-ci s'épuisent et (à peu près) nous atteignons des éléments comme le fer restant. À ce stade, la fusion de ces éléments ne génère plus assez d'énergie pour empêcher l'étoile de s'effondrer et elle recommence à s'effondrer, mais très, très rapidement.

Ce qui se passe exactement ensuite dépend principalement de la masse de l'étoile. Il peut se transformer en naine blanche, étoile à neutrons ou trou noir.

Mais l'effondrement final est un processus très rapide et assez violent.

Une fois que le carburant utile au cœur s'épuise, les étoiles meurent d'une mort spectaculaire d'une manière ou d'une autre.

Qu'est-ce qu'un trou noir (en termes simples) ?

La gravité est le résultat de la façon dont la masse (ou même l'énergie) peut déformer l'espace.

Au-delà d'un certain point, cette distorsion devient si grande que tout d'un côté est piégé à l'intérieur d'une "surface" appelée la horizon des événements. Un horizon des événements est ce qu'est réellement un trou noir - pas d'horizon des événements, pas de trou noir.

Dans le trou noir, l'espace est déformé d'une manière qui est fondamentalement impossible à décrire sans quelques mathématiques. L'effet est qu'il n'y a aucune direction dans laquelle vous pouvez vous déplacer et aucune vitesse à laquelle vous pouvez voyager qui ne vous mènera au centre du trou noir - la singularité. N'essayez même pas de le visualiser, ce n'est tout simplement pas une idée de bon sens.

Cela fonctionne même avec la lumière.

Maintenant, un horizon des événements n'est pas une surface que vous pouvez ressentir. Vous pouvez réellement voyager à travers un horizon d'événements (mais seulement vers l'intérieur, pas vers l'extérieur !). Donc ce changement dans la façon dont l'espace-temps est déformé n'est pas quelque chose de soudain ou d'évident pour la personne qui fait la chute.

Retour à notre étoile qui s'effondre.

Au fur et à mesure qu'il s'effondre (sans énergie de fusion pour arrêter cela), il devient de plus en plus dense.

Maintenant, s'il est suffisamment grand, il s'effondrera en un trou noir, car le noyau deviendra si dense à cause de l'effondrement qu'il suffira à former un horizon des événements.

Notre Soleil n'est pas assez grand pour cela.


Une étoile est toujours un équilibre de gravité essayant de l'effondrer vers l'intérieur et de fusion nucléaire essayant de la faire exploser. Habituellement, les forces sont en équilibre, car la gravité provoque plus de fusion nucléaire de l'hydrogène jusqu'au fer. Cependant, le fer prend une quantité d'énergie exponentiellement plus élevée pour fusionner, de sorte que la gravité gagne et écrase l'étoile vers l'intérieur. Ce poids forme le trou noir et génère également une explosion finale de fusion nucléaire, provoquant l'explosion de lumière que les gens voient et formant également les éléments au-delà du fer. J'espère que cette réponse vous aidera!


Le champ gravitationnel devient si fort que même la lumière ne peut s'échapper, rendant la région où l'étoile était autrefois profondément sombre : un trou noir. Au fur et à mesure que vous vous enfoncez dans le trou noir, l'espace devient de plus en plus sinueux jusqu'à ce qu'au centre, il se courbe à l'infini.25 mai 2015

Les trous noirs sont une classe d'objets astronomiques qui ont subi un effondrement gravitationnel, laissant derrière eux des régions sphéroïdales de l'espace d'où rien ne peut s'échapper, pas même la lumière. Les preuves d'observation indiquent que presque toutes les grandes galaxies contiennent un trou noir supermassif, situé au centre de la galaxie.


Quels éléments sont fabriqués par les explosions de supernova ?

D'autres types de supernovae (Type II et certains types particuliers I) sont produits par l'effondrement du noyau d'une étoile massive. Le noyau interne devient une étoile à neutrons, de sorte que seules les couches plus éloignées sont éjectées dans l'espace. Ceux-ci sont principalement constitués d'éléments allant jusqu'au silicium. L'hélium provient principalement du Big Bang.

Par la suite, la question est de savoir quels éléments se trouvent dans le reste de la supernova Cassiopée A ? Une nouvelle image du reste de la supernova Cassiopée A (Cas A) montre l'emplacement de différents éléments, notamment le fer, calcium, soufre et silicium. Ces éléments, ainsi que d'autres comme oxygène également trouvés dans Cassiopeia A, sont responsables de la vie sur Terre.

De cette façon, comment se produit une explosion de supernova ?

Avoir trop de matière provoque la Star à exploser, entraînant une supernova. Comme le Star à court de combustible nucléaire, une partie de sa masse s'écoule dans son cœur. Finalement, le noyau est si lourd qu'il ne peut pas résister à sa propre force gravitationnelle. Le noyau s'effondre, ce qui entraîne le géant explosion d'un supernova.

Au moment où le noyau fusionne le silicone (produisant du fer et du nickel), il atteint une température d'environ 3 milliards de °K. Lorsque l'attraction gravitationnelle du noyau dépasse la pression que le noyau peut supporter, il s'effondre. Même les noyaux plus petits atteindront des températures de plus de 1000 milliards de °K lorsqu'ils formeront un noyau de neutrons.


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Un trou noir est une région de l'espace où la force d'attraction de la gravité est si forte que la lumière ne peut pas s'échapper. La forte gravité se produit parce que la matière a été pressée dans un espace minuscule. Cette compression peut avoir lieu à la fin de la vie d'une étoile. Certains trous noirs sont le résultat d'étoiles mourantes. Parce qu'aucune lumière ne peut s'échapper, les trous noirs sont invisibles. Cependant, des télescopes spatiaux dotés d'instruments spéciaux peuvent aider à trouver des trous noirs. Ils peuvent observer le comportement de la matière et des étoiles très proches des trous noirs.

Quelle est la taille des trous noirs ?
Les trous noirs peuvent avoir différentes tailles, mais il existe trois principaux types de trous noirs. Le trou noir est Masse et la taille déterminent de quel type il s'agit.
Les plus petits sont connus sous le nom de trous noirs primordiaux. Les scientifiques pensent que ce type de trou noir est aussi petit qu'un seul atome mais avec la masse d'une grande montagne.
Le type le plus courant de trous noirs de taille moyenne est appelé « stellaire ». La masse d'un trou noir stellaire peut être jusqu'à 20 fois supérieure à la masse du soleil et peut tenir à l'intérieur d'une boule d'un diamètre d'environ 10 miles. Des dizaines de trous noirs de masse stellaire peuvent exister dans la galaxie de la Voie lactée.
Les plus gros trous noirs sont dits "supermassifs". Ces trous noirs ont des masses supérieures à 1 million de soleils combinés et tiendraient à l'intérieur d'une boule d'un diamètre d'environ la taille du système solaire. Des preuves scientifiques suggèrent que chaque grande galaxie contient un trou noir supermassif en son centre. Le trou noir supermassif au centre de la Voie lactée s'appelle Sagittaire A. Il a une masse égale à environ 4 millions de soleils et tiendrait à l'intérieur d'une boule d'un diamètre de la taille du soleil.

Comment se forment les trous noirs ?
On pense que les trous noirs primordiaux se sont formés dans l'univers primitif, peu après le big bang.
Les trous noirs stellaires se forment lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur lui-même. Cet effondrement provoque également une supernova, ou une étoile qui explose, qui projette une partie de l'étoile dans l'espace.
Les scientifiques pensent que les trous noirs supermassifs se sont formés en même temps que la galaxie dans laquelle ils se trouvent. La taille du trou noir supermassif est liée à la taille et à la masse de la galaxie dans laquelle il se trouve.

Si les trous noirs sont « noirs », comment les scientifiques savent-ils qu'ils sont là ?
Un trou noir ne peut pas être vu à cause de la forte gravité qui attire toute la lumière vers le centre du trou noir. Cependant, les scientifiques peuvent voir les effets de sa forte gravité sur les étoiles et les gaz qui l'entourent. Si une étoile est en orbite autour d'un certain point de l'espace, les scientifiques peuvent étudier le mouvement de l'étoile pour savoir si elle est en orbite autour d'un trou noir.
Lorsqu'un trou noir et une étoile orbitent près l'un de l'autre, une lumière à haute énergie est produite. Les instruments scientifiques peuvent voir cette lumière à haute énergie.
La gravité d'un trou noir peut parfois être assez forte pour arracher les gaz extérieurs de l'étoile et former un disque autour de lui-même appelé disque d'accrétion. Au fur et à mesure que le gaz du disque d'accrétion s'enroule dans le trou noir, le gaz chauffe à des températures très élevées et libère des rayons X dans toutes les directions. Les télescopes de la NASA mesurent la lumière des rayons X. Les astronomes utilisent ces informations pour en savoir plus sur les propriétés d'un trou noir.

Un trou noir pourrait-il détruire la Terre ?
Les trous noirs ne se promènent pas dans l'univers, avalant des mondes au hasard. Ils suivent les lois de la gravité comme les autres objets dans l'espace. L'orbite d'un trou noir devrait être très proche du système solaire pour affecter la Terre, ce qui est peu probable.
Si un trou noir de même masse que le soleil remplaçait le soleil, la Terre ne tomberait pas dedans. Le trou noir de même masse que le soleil garderait la même gravité que le soleil. Les planètes tourneraient toujours autour du trou noir comme elles tournent maintenant autour du soleil.

Le soleil se transformera-t-il jamais en trou noir ?
Le soleil n'a pas assez de masse pour s'effondrer dans un trou noir. Dans des milliards d'années, lorsque le soleil sera en fin de vie, il deviendra un étoile géante rouge. Ensuite, lorsqu'il aura utilisé le dernier de son carburant, il se débarrassera de ses couches externes et se transformera en un anneau de gaz incandescent appelé nébuleuse planétaire. Enfin, il ne restera du soleil qu'un refroidissement étoile naine blanche.

Comment la NASA étudie-t-elle les trous noirs ?
La NASA étudie les trous noirs à l'aide d'engins spatiaux tels que l'observatoire à rayons X Chandra, le satellite Swift et le télescope spatial à rayons gamma Fermi. Fermi a été lancé en 2008 et observe les rayons gamma - la forme de lumière la plus énergétique - à la recherche de trous noirs supermassifs et d'autres phénomènes astronomiques. Des engins spatiaux comme ceux-ci aident les scientifiques à répondre aux questions sur l'origine, l'évolution et le destin de l'univers.


1 réponse 1

Votre premier paragraphe n'est pas tout à fait exact. La pression du gaz ne "s'arrête" pas lors de la formation d'un noyau de fer, c'est simplement que l'étoile ne peut plus générer de chaleur à partir des réactions nucléaires et devient instable pour s'effondrer. c'est-à-dire l'étoile Est-ce que s'effondrer! Peut-être que ce que vous voulez dire, c'est ce qui arrête l'effondrement (parfois) avant que l'étoile ne disparaisse à l'intérieur de son propre horizon des événements et devienne un trou noir ? La réponse est la pression de dégénérescence des neutrons qui se forment (endothermiquement) dans les événements de capture d'électrons lorsque l'étoile s'effondre et aussi la force répulsive (nucléaire fort) entre les neutrons dans les gaz à nucléons très denses avec une petite fraction de protons.

L'analogie des "coquilles" remplies n'est pas trop mauvaise. En mécanique quantique, nous constatons qu'il existe un nombre fini d'états quantiques possibles par unité de quantité de mouvement par unité de volume (souvent appelé "espace des phases"). Dans un gaz "normal", l'occupation de ces états quantiques est régie par les statistiques de Maxwell-Boltzmann - de moins en moins de ces états sont remplis, selon $exp(-E/kT)$.

Dans un gaz de Fermi à très haute densité ou à très basse température, nous atteignons une situation où le principe d'exclusion de Pauli limite l'occupation de ces états à 2 particules par état d'énergie/impulsion (une pour chaque spin) particules qui auraient autrement pu occuper très bas les états énergétiques sont forcés d'occuper des états d'énergie et de quantité de mouvement plus élevées. Dans un gaz "complètement dégénéré", ce qui est une bonne approximation pour les électrons dans une étoile naine blanche ou les neutrons dans une étoile à neutrons (le cas pertinent ici), tous les états d'énergie sont remplis jusqu'à ce qu'on appelle l'énergie de Fermi, avec zéro occupation à des énergies encore plus élevées.

La pression est causée par des particules ayant une quantité de mouvement (ce n'est que la théorie cinétique de base). Le grand nombre de fermions de quantité de mouvement non nulle (voire relativiste dans certains cas) est la raison pour laquelle un gaz dégénéré exerce une pression, même si sa température est réduite à près de zéro. En effet, une fois qu'un gaz de fermions approche de la dégénérescence complète, un changement de température n'a quasiment plus d'effet sur sa pression.

Un point avec lequel je contesterai votre question est l'affirmation selon laquelle "de telles particules ne peuvent pas occuper le même petit volume d'espace". En fait, la restriction porte sur l'occupation de l'espace des phases. Dans une étoile à neutrons, les neutrons se touchent presque, avec des séparations de $sim 10^<-15>$ m. Toi pouvez entasser beaucoup de particules dans un petit volume, mais seulement au prix de leur donner une grande quantité de mouvement. Si vous voulez, voici une version 3D du principe d'incertitude : $ (Delta x Delta p_x) (Delta y Delta p_y) (Delta z Delta p_z) = Delta V (Delta p)^3 sim hbar^3$ Cette relation vous indique que les particules peuvent être très serrées les unes contre les autres, mais si elles le sont, elles doivent avoir des impulsions très différentes. Cette large gamme de moments est ce qui conduit à la pression de dégénérescence.

Lorsqu'il s'agit d'arrêter l'effondrement du cœur d'une étoile massive et de soutenir l'étoile à neutrons qui en résulte, la pression de dégénérescence n'est pas toute l'histoire. Comme je l'ai mentionné ci-dessus, la séparation entre les neutrons est de l'ordre de 10^<-15>$ m, ce qui est la gamme approximative de la force nucléaire forte. Ce n'est pas une coïncidence. La pression de dégénérescence seule est insuffisante pour arrêter l'effondrement ou soutenir une étoile à neutrons plus massive que 0,7$M_$ - la soi-disant limite de Tolman-Oppenheimer-Volkoff. Parce que la matière nucléaire est hautement asymétrique (beaucoup plus de neutrons que de protons), il existe une force nucléaire répulsive globale forte au-dessus des densités d'environ $3 imes10^<17>$ kg/m$^3$ qui est également très importante pour arrêter le s'effondrer et supporter des étoiles à neutrons plus massives.


ARTICLES LIÉS

Des travaux antérieurs de scientifiques tels que le professeur Stephen Hawking ont suggéré que l'entropie d'un trou noir est proportionnelle à sa surface mais pas à son volume.

La gravité quantique suppose que le tissu de l'espace-temps est composé de grains appelés quanta et explore les effets de la gravité à ces échelles minuscules.

Les chercheurs ont pu construire des calculs qui ont examiné les impacts gravitationnels que les collections de ces quanta, connus sous le nom de condensats, auraient ensemble.

Cela pourrait fournir un moyen de modéliser ce qui peut se trouver au cœur des trous noirs en fonction du comportement de la gravité qu'ils produisent.

Les travaux du Dr Daniele Pranzetti et de ses collègues suggèrent que les trous noirs se conforment à quelque chose connu sous le nom de Holography Principal, qui stipule que l'univers lui-même peut être une projection holographique (illustré)

Le Dr Pranzetti a déclaré : "L'idée à la base de notre étude est que des géométries classiques homogènes émergent d'un condensat de quanta d'espace introduit dans une Loop Quantum Gravity afin de décrire des géométries quantiques."

Leurs découvertes se sont avérées corroborer l'hypothèse holographique, a ajouté le Dr Pranzetti.

Cela pourrait signifier que toutes les informations nécessaires pour comprendre la structure des trous noirs sont en fait contenues sur une surface bidimensionnelle - les physiciens ont juste besoin de savoir comment la traduire.

QU'EST-CE QU'UN TROU NOIR ?

Les trous noirs stellaires se forment lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur lui-même.

Cet effondrement provoque également une supernova, ou une étoile qui explose, qui projette une partie de l'étoile dans l'espace.

En raison de la forte gravité produite par les trous noirs, il attire la lumière vers son centre, ce qui signifie qu'il ne peut pas être vu directement.

Cependant, les scientifiques peuvent voir les effets de sa forte gravité sur les étoiles et les gaz qui l'entourent.

Si une étoile est en orbite autour d'un certain point de l'espace, les scientifiques peuvent étudier le mouvement de l'étoile pour savoir si elle est en orbite autour d'un trou noir.

Lorsqu'un trou noir et une étoile orbitent près l'un de l'autre, une lumière à haute énergie est produite.

Comme le gaz forme un disque qui s'enroule dans le trou noir, il est chauffé à des températures très élevées et libère des rayons X dans toutes les directions.

Les télescopes peuvent mesurer la lumière des rayons X. Les astronomes utilisent ces informations pour en savoir plus sur les propriétés d'un trou noir.

Dans les années 1970, Stephen Hawking a suggéré que les trous noirs étaient capables d'émettre des particules et que l'énergie perdue par ce processus entraînerait leur rétrécissement et leur disparition.

Mais l'année dernière, Hawking a révisé sa théorie en déclarant que les trous noirs étaient en fait « gris »

La théorie du trou gris permettrait à la matière et à l'énergie d'être retenues pendant un certain temps avant d'être relâchées dans l'espace.

Il dit que l'idée d'un horizon des événements, d'où la lumière ne peut s'échapper, est erronée.

Il suggère qu'au lieu de cela, les rayons lumineux tentant de s'éloigner du noyau du trou noir seront retenus comme s'ils étaient coincés sur un tapis roulant et qu'ils peuvent lentement rétrécir en crachant des radiations.

Hawking a déclaré au journal Nature : « Il n'y a pas d'échappatoire à un trou noir dans la théorie classique. [Mais la théorie quantique] permet à l'énergie et à l'information de s'échapper d'un trou noir ».

Une explication complète du processus, admet Hawking, nécessiterait une théorie qui fusionne avec succès la gravité avec les autres forces fondamentales de la nature.


Que signifie « des trous noirs sont créés lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur lui-même » ? - Astronomie

Rapport d'état de : Université Western
Publié : vendredi 28 juin 2019

Les astrophysiciens de l'Université Western ont trouvé des preuves de la formation directe de trous noirs qui n'ont pas besoin d'émerger d'un vestige d'étoile. La production de trous noirs dans l'univers primitif, formé de cette manière, peut fournir aux scientifiques une explication de la présence de trous noirs extrêmement massifs à un stade très précoce de l'histoire de notre univers.

Shantanu Basu et Arpan Das du département de physique et d'astronomie de Western ont développé une explication de la distribution observée des masses et des luminosités des trous noirs supermassifs, pour laquelle il n'y avait auparavant aucune explication scientifique. Les résultats ont été publiés aujourd'hui par Astrophysical Journal Letters.

Le modèle est basé sur une hypothèse très simple : les trous noirs supermassifs se forment très, très rapidement sur des périodes de temps très, très courtes et puis soudain, ils s'arrêtent.Cette explication contraste avec la compréhension actuelle de la formation des trous noirs de masse stellaire, c'est-à-dire qu'ils émergent lorsque le centre d'une étoile très massive s'effondre sur elle-même.

"Il s'agit d'une preuve observationnelle indirecte que les trous noirs proviennent d'effondrements directs et non de restes stellaires", explique Basu, professeur d'astronomie à Western, reconnu internationalement comme un expert des premiers stades de la formation des étoiles et de l'évolution du disque protoplanétaire.

Basu et Das ont développé le nouveau modèle mathématique en calculant la fonction de masse des trous noirs supermassifs qui se forment sur une période de temps limitée et subissent une croissance exponentielle rapide de la masse. La croissance de la masse peut être régulée par la limite d'Eddington qui est définie par un équilibre des forces de rayonnement et de gravitation ou peut même la dépasser d'un facteur modeste.

"Les trous noirs supermassifs n'ont eu qu'une courte période pendant laquelle ils ont pu se développer rapidement, puis à un moment donné, à cause de tout le rayonnement dans l'univers créé par d'autres trous noirs et étoiles, leur production s'est arrêtée", explique Basu. "C'est le scénario de l'effondrement direct."

Au cours de la dernière décennie, de nombreux trous noirs supermassifs, un milliard de fois plus massifs que le Soleil, ont été découverts à des « décalages vers le rouge » élevés, ce qui signifie qu'ils étaient en place dans notre univers dans les 800 millions d'années après le Big Bang. La présence de ces trous noirs jeunes et très massifs remet en cause notre compréhension de la formation et de la croissance des trous noirs. Le scénario d'effondrement direct permet des masses initiales bien supérieures à ce qu'implique le scénario standard des restes stellaires et peut grandement expliquer les observations. Ce nouveau résultat fournit la preuve que de tels trous noirs à effondrement direct ont bien été produits dans l'univers primitif.

Basu pense que ces nouveaux résultats peuvent être utilisés avec des observations futures pour déduire l'histoire de la formation des trous noirs extrêmement massifs qui existent aux tout premiers temps de notre univers.

PERSONNE-RESSOURCE : Jeff Renaud, agent principal des relations avec les médias, 519-661-2111, ext. 85165, 519-520-7281 (portable), [email protected], @jeffrenaud99

L'Université Western offre une expérience universitaire sans pareille. Depuis 1878, The Western Experience a combiné l'excellence académique avec des opportunités de croissance intellectuelle, sociale et culturelle tout au long de la vie afin de mieux servir nos communautés. L'excellence de notre recherche élargit les connaissances et stimule la découverte avec une application dans le monde réel. Western attire des personnes ayant une large vision du monde, cherchant à étudier, influencer et diriger dans la communauté internationale.


Un ‘miracle cosmique’ : des indications de formation précoce ‘Direct Collapse’ un trou noir vu

Les astronomes ont découvert des trous noirs supermassifs extrêmement anciens, ceux qui se sont formés lorsque l'Univers était assez jeune. Mais ils étaient perplexes quant à la façon dont un trou noir pouvait atteindre une taille aussi énorme alors que l'Univers lui-même n'était qu'un tout-petit.

Les astronomes ont maintenant découvert qu'un ensemble unique de conditions étaient présentes un demi-milliard d'années après le Big Bang qui ont permis à ces trous noirs monstres de se former. Une source inhabituelle de rayonnement intense a créé ce qu'on appelle des "trous noirs à effondrement direct".

"C'est un miracle cosmique", a déclaré Volker Bromm de l'Université du Texas à Austin, qui a travaillé avec plusieurs astronomes sur la découverte. "C'est la seule fois dans l'histoire de l'univers où les conditions sont parfaites pour qu'ils se forment."

La compréhension conventionnelle de la formation des trous noirs s'appelle la théorie de l'accrétion, où une étoile extrêmement massive s'effondre et des "graines" de trous noirs sont construites à partir de l'effondrement en tirant du gaz de leur environnement et par la fusion de trous noirs plus petits. Mais ce processus prend beaucoup de temps, beaucoup plus longtemps que le temps où ces trous noirs se formaient rapidement. De plus, l'univers primitif n'avait pas les quantités de gaz et de poussière nécessaires pour que les trous noirs supermassifs atteignent leur taille gigantesque.

Les nouvelles découvertes suggèrent plutôt que certains des premiers trous noirs se sont formés directement lorsqu'un nuage de gaz s'est effondré, contournant toute autre phase intermédiaire, telle que la formation et la destruction ultérieure d'une étoile massive.

L'illustration de cet artiste dépeint une possible "graine" pour la formation d'un trou noir supermassif, c'est-à-dire un objet qui contient des millions voire des milliards de fois la masse du Soleil. Dans l'illustration de l'artiste, le nuage de gaz est représenté par le matériau bleu vaporeux, tandis que le disque orange et rouge montre le matériau acheminé vers le trou noir en croissance grâce à son attraction gravitationnelle. Crédit : Rayons X : NASA/CXC/Scuola Normale Superiore/Pacucci, F. et al, Optique : NASA/STScI Illustration : NASA/CXC/M.Weiss.

Bien sûr, comme tout trou noir, ces trous noirs à « effondrement direct » ne peuvent pas être vus. Mais il y avait des preuves solides de leur existence, car ils sont nécessaires pour alimenter les quasars hautement lumineux détectés dans le jeune univers. La grande luminosité d'un quasar provient de la spirale de la matière dans un trou noir supermassif, chauffant à des millions de degrés, créant des jets qui brillent comme des balises à travers l'Univers. Mais comme la théorie de l'accrétion n'explique pas les trous noirs supermassifs dans un univers extrêmement lointain - et donc jeune -, les astronomes ne pouvaient pas non plus expliquer les quasars. Cela a été appelé “le problème des graines de quasar.”

"Les quasars observés dans l'univers primitif ressemblent à des bébés géants dans une salle d'accouchement pleine de nourrissons normaux", a déclaré Avi Loeb du Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, qui a travaillé avec Bromm. « On se demande : quelle est la particularité de l'environnement qui a nourri ces bébés géants ? En règle générale, le réservoir de gaz froid dans les galaxies voisines comme la Voie lactée est principalement consommé par la formation d'étoiles.”

Mais en 2003, Bromm et Loeb ont eu l'idée théorique de faire en sorte qu'une galaxie primitive forme un trou noir supermassif, en supprimant l'apport d'énergie par ailleurs prohibitif de la formation d'étoiles. Ils ont appelé le processus « effondrement direct ».

"Commencez par un "nuage primordial d'hydrogène et d'hélium, baigné dans une mer de rayonnement ultraviolet", a déclaré Bromm. « Vous écrasez ce nuage dans le champ gravitationnel d'un halo de matière noire. Normalement, le nuage serait capable de se refroidir et de se fragmenter pour former des étoiles. Cependant, les photons ultraviolets maintiennent le gaz chaud, supprimant ainsi toute formation d'étoiles. Ce sont les conditions souhaitées, quasi miraculeuses : effondrement sans fragmentation ! Au fur et à mesure que le gaz devient de plus en plus compact, vous avez finalement les conditions pour un trou noir massif.”

Cet ensemble de conditions cosmiques semble n'avoir existé que dans le tout premier univers, et ce processus ne se produit pas dans les galaxies aujourd'hui.

Pour tester leur théorie, Bromm, Loeb et leur collègue Aaron Smith ont commencé à étudier une galaxie appelée CR7, identifiée par un sondage du télescope spatial Hubble appelé COSMOS comme étant environ à moins d'un milliard d'années après le Big Bang.

David Sobral de l'Université de Lisbonne avait effectué des observations de suivi de CR7 avec certains des plus grands télescopes au sol au monde, notamment Keck et le VLT. Ceux-ci ont découvert des caractéristiques extrêmement inhabituelles dans la signature lumineuse provenant de CR7. Plus précisément, la ligne d'hydrogène Lyman-alpha était plusieurs fois plus lumineuse que prévu. Remarquablement, le spectre a également montré une raie d'hélium inhabituellement brillante.

"Quel que soit le moteur de cette source, il est très chaud - assez chaud pour ioniser l'hélium", a déclaré Smith, à environ 100 000 degrés Celsius.

Ces caractéristiques et d'autres caractéristiques inhabituelles du spectre signifiaient qu'il pouvait s'agir d'un amas d'étoiles primordiales ou d'un trou noir supermassif probablement formé par un effondrement direct.

Smith a effectué des simulations pour les deux scénarios et, bien que le scénario d'amas d'étoiles ait échoué de manière spectaculaire, a déclaré Smith, le modèle de trou noir à effondrement direct s'est bien comporté.

De plus, plus tôt cette année, des chercheurs ont utilisé des données combinées de l'observatoire à rayons X Chandra, du télescope spatial Hubble et du télescope spatial Spitzer pour identifier ces possibles graines de trous noirs. Ils ont trouvé deux objets, tous deux correspondant au profil théorique des données infrarouges. (lire leur article ici.)

Il semble que les astronomes convergent vers ce modèle, a déclaré Smith, pour résoudre le problème des graines de quasar et l'énigme des premiers trous noirs.

Les travaux de Bromm, Loeb et Smith sont publiés dans la revue Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.


Boîte noire autour des trous noirs

À bien des égards, la physique théorique est le domaine le plus proche de la nature à l'ancienne de la science. Chaque jour, les astrophysiciens construisent des théories de plus en plus élégantes sur des choses que nous ne comprenons pas pleinement tout en s'affrontant sur la vraie nature de l'Univers.

La physique théorique d'aujourd'hui est l'endroit où se trouvait la biologie évolutive lorsque Darwin et Mendel publiaient ou où la chimie était lorsque Mendeleev reconstituait le tableau périodique. Les physiciens tiennent une boîte noire, la secouent, la sentent et essaient de comprendre ce qu'il y a à l'intérieur. Certaines théories s'avèrent justes, beaucoup d'autres sont fausses et la boîte s'ouvre lentement, mais l'ouverture est un processus long et volatile.

Prenez les trous noirs par exemple. Ils sont très difficiles à étudier car nous ne pouvons pas les voir directement et ils sont si loin. Certains physiciens soutiennent que rien de ce qui entre ne peut jamais sortir, d'autres disent que de minuscules particules de rayonnement s'envolent, et la physicienne de l'UNC Laura Mersini-Houghton dit qu'elles peuvent même ne pas exister. Du moins pas comme nous pensons.

Selon le dernier article de Mersini-Houghton, publié en ligne sur arXiv.org, les « effets quantiques » prédits par une théorie sur le fonctionnement de l'univers surpassent la gravité d'une autre théorie au point où les trous noirs ne peuvent pas physiquement former le chemin. les scientifiques pensent que oui.

Vous avez peut-être vu des gros titres sur cette histoire affirmant que le document prouve que les trous noirs n'existent pas ou que ce travail remet en question le Big Bang, et bien que ces gros titres puissent être exagérés, cette étude pourrait potentiellement jeter une clé dans une zone déjà volatile. de physique. Pour comprendre pourquoi, cependant, nous avons besoin d'un peu de connaissances sur les trous noirs, la relativité générale et la mécanique quantique.


Étoiles écrasantes et trous noirs de naissance

Les astrophysiciens ont tendance à s'accorder sur quelques théories choisies sur la formation des trous noirs, la plus courante étant que les trous noirs naissent dans les étoiles mourantes.

Les étoiles sont d'énormes boules de gaz. Ils sont si énormes que leur gravité maintient les planètes en orbite et écrase les atomes dans leurs noyaux pour produire la lumière que nous voyons et beaucoup de chaleur. Cette chaleur est ce qui empêche l'étoile de s'écraser avec sa propre gravité.

À la fin de la vie d'une étoile, elle brise de moins en moins d'atomes ensemble, créant de moins en moins de chaleur jusqu'à ce qu'elle commence finalement à s'effondrer sur elle-même. La gravité attire tout le gaz qui composait autrefois l'étoile dans un espace de plus en plus petit. Parfois, cela fait exploser l'étoile, mais même quand c'est le cas, il laisse une petite boule avec suffisamment de gravité pour aspirer tout ce qui l'entoure. C'est un trou noir, un point supermassif avec tellement de gravité que même la lumière ne peut pas s'échapper.


Un conte de deux théories

La plupart des astrophysiciens s'accordent sur la théorie des trous noirs jusqu'à ce dernier point, à savoir si quelque chose peut s'échapper. C'est là qu'une quantité presque indétectable de rayonnement oppose la relativité générale et la mécanique quantique.

La relativité générale est la théorie de la gravité d'Einstein et elle décrit très bien l'Univers à grande échelle. Selon Einstein, les objets de masse élevée courbent l'espace-temps - une combinaison de 3 dimensions spatiales et d'une dimension temporelle. Tout se déplace dans l'espace-temps, donc si vous le pliez, vous changez la façon dont quelque chose bouge. Pensez à l'espace-temps comme au mini-golf. Au fur et à mesure que votre balle roule, elle est plus susceptible de dévaler les pentes et dans les creux que de rester à une altitude plus élevée. Einstein a prédit que les objets massifs créent des pentes et des divots similaires dans l'espace-temps, attirant ainsi les objets proches.

La relativité générale soutient que les trous noirs entassent tellement de masse dans un espace si petit que l'espace-temps se replie sur lui-même et qu'une fois que vous vous en approchez suffisamment, au-delà d'une limite appelée horizon des événements, vous ne pouvez plus jamais en sortir. L'horizon des événements est comme le 18e trou du mini-golf qui ramène votre balle au gars derrière le comptoir.

La mécanique quantique, quant à elle, est la théorie de toutes choses petites : couvrant le comportement des molécules, des atomes et des particules subatomiques. L'une des règles majeures de la mécanique quantique est que l'information n'est jamais perdue, mais si la lumière et la matière tombent dans un trou noir et ne peuvent en sortir, vous perdez de l'information. C'est un grand non-non.

Stephen Hawking a fait plusieurs tentatives pour réconcilier ce « paradoxe de la perte d'informations ». Le plus populaire est un concept appelé rayonnement de Hawking. Il n'y a pas de grande analogie physique pour son fonctionnement, mais l'approximation la plus proche est que les « forces quantiques » à l'intérieur du trou noir causent la formation de matière et d'antimatière. Normalement, la matière et l'antimatière s'annihilent l'une l'autre, mais l'idée est que si une paire matière/antimatière était formée à l'horizon des événements, il est concevable qu'une particule puisse se retrouver hors du trou noir et s'échapper. Personne n'a jamais observé le rayonnement de Hawking, mais de nombreux théoriciens quantiques acceptent cette idée.

Vous pensez peut-être que si deux théories ne s'accordent pas sur l'explication de quelque chose, l'une ou les deux sont fausses. Vous auriez à moitié raison. Les choses s'échappent des trous noirs, ou elles ne le font pas. Cela ne signifie pas, cependant, que quelle que soit la théorie qui est « fausse » est « fausse » sur tout et n'a aucune valeur.

Voici un exemple idiot. J'ai un labradoodle de 7 mois nommé Ollie. Si j'étais un scientifique essayant d'écrire une théorie sur le fonctionnement de mon appartement, je noterais que lorsque Ollie fait la sieste dans le salon, il fait TOUJOURS la sieste sur mes jambes. Mais un autre théoricien de l'appartement pourrait noter qu'Ollie n'est pas autorisé sur le canapé et qu'il est TOUJOURS tenu à l'écart. Les deux théories décrivent avec précision ce qui se passe dans mon appartement.

Il y a un cas où ces deux théories sont en désaccord. Quand j'ai les jambes relevées sur le canapé, Ollie Legs Theory prédit qu'il fera la sieste sur le canapé, mais Ollie Couch Theory prédit qu'il ne peut pas faire ça. Les deux théories sont en grande partie bonnes pour décrire les règles de l'appartement, mais dans ce cas spécifique, quelque chose doit être modifié pour satisfaire les deux ou l'une d'entre elles est fausse.

Maintenant, dans cet exemple, un observateur pourrait facilement voir Ollie poser sa tête sur mes genoux jusqu'à ce que je cède à son sentiment de culpabilité, quitte le canapé et m'assoie avec lui sur le sol. Les scientifiques qui étudient les trous noirs, cependant, n'ont pas le même luxe car nous ne pouvons pas voir ce qui se passe dans un trou noir. Cela rend les théories de peaufinage beaucoup plus difficiles.


Le travail de Mersini-Houghton

L'outil dont disposent les physiciens théoriciens pour travailler sur ces théories sont les mathématiques, et l'article de Mersini-Houghton en contient beaucoup. Cette étude particulière est une simulation mathématique de l'effondrement d'une étoile mourante et de la formation d'un trou noir.

La simulation de Mersini-Houghton commence par une étoile mourante qui tombe sur elle-même. Ensuite, alors que l'étoile s'effondre, le modèle de Mersini-Houghton prédit que l'étoile laissera échapper d'énormes quantités de rayonnement de Hawking.

Ce rayonnement crée des problèmes pour la formation d'étoiles filantes des trous noirs, ironiquement à cause d'une autre découverte d'Einstein. Einstein a prédit que la masse et l'énergie sont interchangeables - vous le savez comme E = mc2. Comme l'étoile émet tout ce rayonnement de Hawking, elle tire plus d'énergie/masse du centre de l'étoile pour la remplacer. Le modèle prédit que la perte d'énergie/masse sera si importante que la gravité de l'étoile ne pourra plus maintenir l'effondrement. L'étoile cesserait de rétrécir et rebondirait vers l'extérieur, au lieu de se rétrécir dans un trou noir.


Qu'est-ce que ça veut dire?

Si les calculs de Mersini-Houghton sont corrects et généralisables, cela signifierait que les trous noirs ne se forment pas lorsque les étoiles s'effondrent sur elles-mêmes, mais plutôt par d'autres processus, auxquels certains scientifiques n'ont peut-être pas encore pensé. Mais avant de condamner la théorie de l'effondrement des étoiles au domaine du mensonge, il y a quelques considérations auxquelles nous devons penser.

  1. L'étude n'a pas encore été évaluée par des pairs. L'examen par les pairs est une procédure standard pour les articles scientifiques, car les experts proposent ensuite des critiques. Le fait qu'un article n'ait pas fait l'objet d'une évaluation par les pairs ne signifie pas pour autant qu'il n'a aucune valeur ou qu'il ne sera pas évalué par les pairs ultérieurement. De nombreux physiciens publient leurs recherches sur arXiv.org, où cet article est publié, pour obtenir quelques critiques avant de les soumettre officiellement à une revue à comité de lecture, et le premier article de Mersini-Houghton sur ce sujet est paru sur arXiv.org et a ensuite été publié dans une revue à comité de lecture. Pour l'instant, les conclusions de Mersini-Houghton sont bonnes à discuter et à débattre, mais elles peuvent être considérablement renforcées par un examen par les pairs.
  2. Certains titres sur cette recherche ont déclaré que cet article prouve que les trous noirs ne peuvent pas exister. Ce n'est pas vraiment ce que dit le journal. L'article exécute une simulation d'une étoile en train de s'effondrer et constate que dans cette simulation, d'autres forces entravent la formation d'un trou noir. Mais il existe d'autres façons dont les scientifiques ont théorisé la formation de trous noirs, comme la collision de deux étoiles. Il existe également de nombreuses preuves physiques des trous noirs. Les scientifiques ne peuvent pas les voir directement, mais ils peuvent voir comment leur gravité influence les étoiles et les planètes qui les entourent.
  3. La simulation de Mersini-Houghton fait quelques hypothèses simplificatrices. Par exemple, une étoile qui s'effondre doit s'écraser en dessous d'une taille spécifique avant que sa gravité ne devienne suffisamment dense pour former un trou noir. Cette taille s'appelle le rayon Swarzschild de l'étoile. Mersini-Houghton a utilisé un rayon Swarzschild sphérique dans sa simulation et a découvert que l'étoile mourante ne pouvait pas écraser si petite. Dans la vraie vie, le rayon Swarzschild peut cependant ne pas être symétrique sphérique. Cela pourrait permettre à l'étoile mourante de l'atteindre, et peut-être pas, mais le fait est que le modèle de Mersini-Houghton fonctionne pour un ensemble spécifique de cas, mais peut ne pas être généralisable à tous les trous noirs.

Ces considérations ne visent pas à dévaloriser le travail de Mersini-Houghton. En fait, cette étude pourrait être un facteur énorme pour ouvrir la boîte noire autour des trous noirs. Cela pourrait ajouter une nouvelle règle à la théorie sur la façon dont les étoiles qui s'effondrent forment des trous noirs ou même forcer les scientifiques à développer une nouvelle théorie sur l'origine des trous noirs. Cette étude peut être réfutée par les experts des trous noirs, mais dans tous les cas, elle incite à une enquête qui ne peut que renforcer le champ et ouvrir un peu plus cette boîte noire.

Daniel Lane couvre la science, l'ingénierie, la médecine et l'environnement en Caroline du Nord.


Étoiles à neutrons et trous noirs

Que laisse une supernova ? Cela dépend de la taille de l'étoile d'origine. N'oubliez pas que la masse détermine tout sur la vie d'une étoile - voici donc un autre exemple de cette règle. Dans le cas des étoiles massives (celles qui meurent via le mécanisme de supernova de type II), il y a deux possibilités probables - une étoile à neutrons ou un trou noir. Nous examinerons d'abord le cas le moins extrême de l'étoile à neutrons.

Étoiles à neutrons et pulsars

Si vous vous souvenez de la discussion sur les supernovae de type II, le noyau de l'étoile s'effondre pour former une grosse boule de neutrons, ce que nous appellerions une étoile à neutrons. Cette boule de matériau dégénéré à neutrons est si serrée qu'une cuillère à café de matériau d'étoile à neutrons pèserait autant qu'une montagne. Les noyaux de certaines étoiles massives finissent par devenir des étoiles à neutrons, et c'est là que les choses se compliquent. Une étoile à neutrons est si petite (seulement 20 km de diamètre environ) qu'il était donc peu probable qu'un tel objet soit visible même avec le télescope le plus sophistiqué. Les gens avaient théorisé l'existence des étoiles à neutrons depuis les années 1930, mais en raison de leur petite taille, les gens pensaient qu'il ne s'agirait que d'objets théoriques qui ne pourraient jamais être détectés.

Revenons à 1967. En Angleterre, le projet de radiotélescope de l'Université de Cambridge était en cours. Même si cela n'impliquait pas ce que nous appellerions une configuration vraiment sophistiquée, il était capable de faire le travail. Fondamentalement, le télescope était un large éventail de fils étalés sur 4 1/2 acres, un peu comme une grande corde à linge en fil de fer tendue sur un champ. C'était juste un tas de fils sur des poteaux, donc le télescope ne pouvait pas être dirigé ou déplacé. Comment a-t-il regardé le ciel ? La rotation de la Terre a permis au télescope de regarder dans différentes parties du ciel au cours d'une journée - bien qu'il n'y ait pas beaucoup d'endroits où il puisse réellement regarder - il a simplement balayé à peu près la même bande dans le ciel jour après jour.

Une étudiante diplômée, Jocelyn Bell, regardait les signaux radio provenant du télescope et elle a remarqué qu'un signal radio fort se produisait lorsque le télescope était pointé vers certaines régions du ciel. Le télescope pointait dans la même direction chaque jour, et elle remarqua que le signal réapparaissait non pas 24 heures plus tard mais 23 heures et 56 minutes plus tard. Le signal a été détecté quatre minutes plus tôt chaque jour. Qu'est-ce que ça veut dire? N'oubliez pas que le temps de rotation de la Terre (la période sidérale) est de 23 heures 56 minutes, donc les sources dans le ciel réapparaîtront quatre minutes plus tôt que l'observation de la veille. Cela lui a dit que l'objet émettant le signal était dans le ciel. Il lui a fallu un certain temps pour convaincre son patron de la source des signaux - il pensait qu'ils provenaient d'une source terrestre, comme des lignes téléphoniques ou des émetteurs radio. Finalement, il a été convaincu et ils ont commencé à examiner les signaux de plus près.

Figure 1. Un signal de pulsar typique, tel que capté par un radiotélescope.

Ils ont noté que les signaux n'étaient pas un signal radio continu (comme un bourdonnement constant) mais en fait un tas d'« impulsions » radio individuelles (comme un battement de cœur). Les impulsions étaient très rapides, de sorte qu'elles avaient souvent l'apparence d'un signal constant et soutenu. Le timing des impulsions était assez précis - très peu d'écart d'une impulsion à l'autre. En raison de la nature pulsée des signaux, les objets étaient initialement appelés Pulsars.

Que sont exactement les pulsars ? Croyez-le ou non, au début, ils pensaient que les signaux provenaient d'extraterrestres en raison de la nature très précise des impulsions, mais ils ont ensuite rejeté cette idée lorsqu'ils ont découvert une large gamme de périodes d'impulsion (le temps entre chaque impulsion) situées dans de nombreux endroits différents. directions dans le ciel. S'il s'agissait de balises extraterrestres, elles ne semblaient certainement pas très utiles.

Un fichier son d'un pulsar typique (1,4 impulsions/seconde) Un fichier son du Crab Pulsar (30 impulsions/seconde) Un fichier son d'un pulsar rapide (642 impulsions/seconde)

Quel type d'objet émet des signaux périodiques ou modifie sa production d'énergie de manière périodique ? Les étoiles à éclipse peuvent le faire. Vous pourriez obtenir des signaux périodiques d'un système d'éclipse, mais puisque les signaux des pulsars avaient des périodes de l'ordre d'une seconde, cela signifierait que les étoiles devraient se déplacer en orbite une fois par seconde - c'est juste un peu trop rapide pour être possible, de sorte que cette idée a été balayée.

Qu'en est-il des étoiles qui pulsent réellement ? N'oubliez pas que le Soleil a des vibrations périodiques et qu'il existe de nombreux types d'étoiles qui pulsent. Nous rencontrons ce problème ennuyeux de la période de variation étant assez rapide. Si une étoile devait palpiter au rythme d'une impulsion par seconde, elle vacillerait tellement qu'elle se déchirerait. Encore une fois, les impulsions sont tout simplement trop rapides pour être cette option.

Qu'avons-nous d'autre de nature périodique? Vous vous souvenez probablement que les étoiles tournent également. Si une étoile avait une caractéristique inhabituelle à sa surface, cette caractéristique apparaîtrait à chaque fois que l'étoile tournait vers vous, un peu comme une balise de phare. Ce scénario est possible. Quel type d'étoile pourrait tourner à une vitesse d'environ une rotation par seconde ?

Une star de la séquence principale pourrait-elle le faire? Non, il se déchirerait. Et une naine blanche ? Non, il devrait encore tourner trop vite pour survivre. Nous avons besoin d'une étoile très petite et très dense pour que son auto-gravité (ce qui la maintient ensemble) puisse résister à la forte rotation (ce qui la déchire). Quel genre d'objet serait approprié pour être un pulsar ? Qu'est-ce que cela pourrait être, je me demande, pourrait-il être. une étoile à neutrons ?

Il semble que le seul objet qui ait suffisamment d'auto-gravité pour se maintenir pendant qu'il tourne à très grande vitesse devrait être une étoile à neutrons - très petite, très dense, mais capable de gérer le travail difficile. Il semble que cela réponde à peu près à la question - ou le fait-il ? Ce n'est pas parce que nous pensons qu'une étoile à neutrons est la source des impulsions radio qu'elle en est la cause. Comme pour tout ce qui concerne la science, vous devez obtenir des preuves pour étayer l'idée. La science implique de faire des tests et de trouver des preuves - un peu comme un travail de détective. Maintenant vient la partie difficile, car il est peu probable que nous puissions réellement "voir" une étoile à neutrons directement avec un télescope pour tester cette théorie (rappelez-vous à quel point son diamètre est petit). Comment trouver les preuves ?

Si vous vous souvenez, nous pensions que les étoiles à neutrons étaient produites lors d'explosions de supernovae. Nous devons relier une supernova à un pulsar. Si nous examinons de plus près l'un des signaux découvert très tôt, vous remarquerez qu'il provient d'un nuage de gaz connu sous le nom de Nébuleuse du Crabe, situé dans la constellation du Taureau le Taureau. Les observations de ce nuage montrent qu'il change à un rythme rapide - il s'étend assez rapidement. C'est également une source de rayons X puissante ainsi qu'une source de lumière radio puissante. Les astronomes pensaient qu'il s'agissait d'un vestige de supernova. Pourquoi pensez-vous qu'ils pensaient cela ?

Figure 2. Une image rapprochée de la nébuleuse du Crabe obtenue par le télescope spatial Hubble. Le pulsar est indiqué. Crédit : NASA et The Hubble Heritage Team (STScI/AURA).

Les astronomes ont examiné les documents historiques qui nous disent que quelque chose s'est passé là-bas il y a de nombreuses années. Des observations faites en juillet 1054 après JC ont indiqué qu'un objet brillant est apparu dans le ciel. À quel point cet objet était-il brillant ? C'était plus lumineux que Vénus ! C'était si brillant qu'il était même visible pendant la journée pendant un certain temps. Les observations de l'objet ont été faites par les astronomes d'Extrême-Orient (Chine et Corée) ainsi que par des astronomes arabes. Il semble que les Européens étaient trop occupés par d'autres choses pour remarquer l'objet, ou peut-être pensaient-ils que puisque rien ne peut changer dans le ciel, ce doit être juste un événement local, comme une pluie de météores. Les astronomes d'Extrême-Orient ont été assez précis dans la cartographie de l'emplacement de l'objet, nous savons donc que l'objet brillant est apparu au même endroit du ciel où nous voyons maintenant la nébuleuse du Crabe. De plus, les mesures de luminosité qui ont été effectuées suivent les variations de luminosité d'une supernova (une supernova de type II, en fait).

Il y a le pistolet fumant. Une supernova a été observée en 1054 après JC. Aujourd'hui, nous regardons cette même partie du ciel et voyons non seulement la nébuleuse du Crabe (qui a été découverte il y a longtemps) mais aussi un pulsar en plein milieu du désordre. Le pulsar au centre est une toupie assez rapide, tournant à une vitesse de 30 fois/seconde. Cela semble confirmer la théorie - un pulsar qui est directement lié à une supernova, un événement qui, selon nous, produirait une étoile à neutrons, et semble avoir fait exactement cela. Le pulsar de la nébuleuse du Crabe est l'un des rares à pouvoir être vu avec un télescope ordinaire à lumière visible. Il y a longtemps, les astronomes ont étudié cette partie du ciel et ont pensé que l'étoile que nous identifions maintenant avec le pulsar du crabe n'était qu'une étoile chimiquement particulière. Il tourne si vite qu'il est difficile de voir les flashs à l'œil nu. Il existe plusieurs autres restes de supernova contenant des pulsars. L'un, avec le nom passionnant de G11.2-0.3, a été récemment étudié par le Chandra télescope spatial et pourrait être une supernovae observée par des astronomes chinois en 386 après JC. Vous pouvez lire à ce sujet ici. D'autres pulsars ont été découverts non pas à l'intérieur des restes de supernova, mais à proximité d'eux. Ce n'est pas trop surprenant car on pense que l'explosion de la supernova peut éjecter le noyau. Un cas où un pulsar semble avoir été éjecté est également l'éjection de son propre matériau, dans une longue traînée dans l'espace. Vous pouvez voir plusieurs images de ce pulsar ici.

C'est le résultat de base (au moins une fois le mystère résolu). Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation ! Suivant la règle en vigueur en astronomie, le nom est trompeur - les pulsars tournent, mais ils ne pulsent pas ! C'est probablement une bonne règle pour nommer les choses trop tôt - le nom est resté avant qu'ils sachent à quoi ils avaient affaire.

Avec ce mystère éclairci, il reste encore quelques questions auxquelles il faut répondre - à savoir, pourquoi les pulsars tournent-ils si vite et qu'est-ce qui cause réellement les impulsions ?

Nous aborderons le plus facile en premier. La rotation rapide est due à une règle concernant les objets en rotation - la conservation du moment cinétique. Il s'agit d'une relation entre le taux de rotation (à quelle vitesse il tourne) et la répartition de la masse dans l'objet en rotation (à quel point il est étalé). Au fur et à mesure que la distribution de masse change, le taux de rotation change. En diminuant la répartition des masses (en la rapprochant), vous augmentez la vitesse de rotation. Vous avez peut-être vu cela dans la façon dont un patineur sur glace tournera plus vite lorsqu'il ramènera ses bras. Un changement de masse entraîne un changement du taux de rotation. Qu'est-ce que cela signifie pour un pulsar ?

Tout d'abord, à peu près toutes les étoiles tournent dans une certaine mesure. N'oubliez pas que le Soleil tourne une fois tous les 30 jours environ. Lors de l'événement de supernova, le noyau massif s'effondre de manière extrême. Au fur et à mesure qu'il s'effondre (lorsque la masse est amenée), le taux de rotation augmente. La réduction de la taille est si importante que le taux de rotation augmente drastiquement - des milliers de fois plus rapidement que le taux précédent. Une étoile qui tournait à un rythme plutôt lent finira par tourner très, très vite en raison de l'effondrement extrême du noyau. Je suppose que ce serait comme avoir un patineur sur glace avec des bras de 1000 livres qui sont amenés soudainement pendant leur rotation. Le patineur tournerait probablement si vite qu'il brûlerait un trou dans la glace.

Actuellement, le pulsar tournant le plus rapide que nous ayons détecté est XTE J1739-285 (quel joli nom), et tourne à 1122 rotations par seconde. Oui, c'est vrai, 1122 rotations chaque seconde! Cela donnerait le vertige à n'importe qui.

C'est un mystère résolu, alors maintenant nous devons comprendre ce qui cause les impulsions.

Une autre chose que les étoiles ont, ce sont les champs magnétiques. Une caractéristique étrange des champs magnétiques est qu'ils deviennent très forts lorsqu'ils sont comprimés. Devinez ce qui arrive au champ magnétique lors de l'effondrement du noyau de l'étoile dans l'événement de la supernova ? Vous l'avez deviné, le champ magnétique est compressé. Dans le cas de la formation d'une étoile à neutrons, la compression est si importante que l'augmentation de l'intensité du champ magnétique est également incroyablement énorme.

Une étoile à neutrons aurait tendance à avoir un champ magnétique très puissant - comment cela produit-il les impulsions ? Dans le voisinage des pulsars se trouvent des particules chargées (principalement des électrons) qui ont tendance à se déplacer le long des lignes de champ magnétique. Cela a à voir avec la façon dont les champs magnétiques et les objets chargés électriquement interagissent. Ces électrons zooment le long des lignes de champ magnétique. Au fur et à mesure qu'ils se déplacent le long d'eux, ils sont accélérés (accélérés) par le champ magnétique, en particulier près des pôles magnétiques du pulsar. C'est une caractéristique étrange des électrons que lorsque vous les accélérez, ils émettent un rayonnement - rayonnement synchrotron . Je dois mentionner un aspect important de ce rayonnement. Avant cela, toute la lumière (rayonnement) que nous avons rencontrée avait son origine dans des objets qui émettaient de la lumière en raison de leurs températures. Le rayonnement synchrotron n'est pas produit par la chaleur et est donc plutôt unique. Nous appelons ce type de lumière non thermique. Nous rencontrerons plus tard d'autres sources de rayonnement non thermiques. Quoi qu'il en soit, le rayonnement synchrotron se trouve principalement dans la partie radio du spectre, c'est exactement pourquoi Jocelyn Bell et le radiotélescope de Cambridge l'ont détecté. Très peu de pulsars peuvent être vus avec un télescope à lumière visible (seulement ceux qui sont relativement proches, généralement).

Figure 3. Le modèle des pulsars. Le champ magnétique de l'étoile à neutrons en rotation dégage de l'énergie synchrotron. Au fur et à mesure que le pôle magnétique balaie le ciel, la lumière radio est ensuite envoyée vers les observateurs dans diverses directions. C'est le modèle phare classique. Vous pouvez voir une petite animation d'un pulsar ici. Ce n'est que lorsque la source lumineuse est dirigée vers la Terre que l'impulsion est détectée. Crédit photo : NASA.

Voyons maintenant ce que nous avons - un pulsar, tournant très vite, a tout un tas de radiations sortant de ses pôles magnétiques - alors pourquoi cela produirait-il un signal pulsé ? Cela dépend de la façon dont les champs magnétiques sont disposés. Les pôles magnétiques peuvent être disposés dans n'importe quelle sorte d'orientation par rapport à la rotation de l'étoile. Ils ne sont pas nécessairement alignés avec l'axe de rotation. Au fur et à mesure que l'étoile tourne, les pôles magnétiques passeront, un peu comme le faisceau d'un phare passe. Ces balayages produisent l'impulsion de lumière que nous détectons. Souvent, deux impulsions sont détectées à partir des deux pôles magnétiques, car elles couvrent une bonne partie de la surface de l'étoile. Le taux de rotation élevé du pulsar rend l'impulsion très courte - maintenant vous le voyez maintenant vous ne le voyez pas.

Figure 4. Impulsions lumineuses de plusieurs pulsars différents dans différentes longueurs d'onde. Dans certains cas, les pulsars sont visibles à d'autres longueurs d'onde que la radio, le type de signal le plus courant. Geminga est l'un des rares pulsars à ne pas émettre de signal radio détectable, mais il émet des rayons X et des rayons gamma. Le pulsar du crabe est l'un des rares à être observé dans les longueurs d'onde visibles. Crédit photo : D. J. Thompson, NASA/MSFC.

Cela explique à peu près les pulsars (qui, vous vous en souvenez, ne pulsent pas). Il y a plus de 1000 pulsars qui ont été découverts dans notre galaxie à ce jour. La plupart des impulsions (enfin, elles ne pulsent vraiment pas, mais vous voyez ce que je veux dire) à un rythme d'environ 1 impulsion/seconde, bien qu'il y ait certaines bêtes qui pulsent à des taux de plus de 500 impulsions/seconde. C'est un pouls très rapide ! Les pulsars ralentissent très lentement et, avec le temps, ils perdent leur énergie, de sorte qu'ils ne seront finalement pas détectables.

Les étoiles à neutrons présentent un autre aspect intéressant : elles sont dégénérées à neutrons. Qu'est-ce que cela signifie, à part le fait qu'ils sont très denses ? Cela signifie que si vous ajoutez de la masse à une étoile à neutrons, son rayon diminuera, tout comme une naine blanche diminuera de taille si vous augmentez sa masse. Si vous avez une étoile à neutrons dans un système stellaire binaire et que la masse y est transférée, alors son rayon diminuerait. Qu'arrive-t-il à un objet en rotation qui diminue sa distribution de masse (rétrécit en taille) ? Vous l'avez compris, il tourne plus vite. Il y a en fait quelques pulsars qui tournent plus vite, et nous pensons que cela est dû à leur gain de masse - plutôt étrange, mais vrai. Si vous pensiez que les pulsars et les étoiles à neutrons étaient étranges, continuez simplement à lire et découvrez d'autres choses encore plus étranges.

Trous noirs

Maintenant, si vous vous souvenez des naines blanches, elles sont dégénérées en électrons et elles ont une limite de masse supérieure (la masse la plus élevée qu'elles puissent avoir sans s'effondrer sur elles-mêmes). Maintenant, nous venons de terminer les étoiles à neutrons, qui sont des dégénérés à neutrons. Le même genre de règle s'applique-t-il? Si oui, qu'arriverait-il à une étoile à neutrons si elle dépassait la limite de masse de l'étoile à neutrons ?

Le seul problème est que les lois de la physique qui opèrent sur les étoiles à neutrons sont plus compliquées que celles des naines blanches, nous n'avons donc pas vraiment de réponse définitive à cette question. Sur la base de nos meilleures idées sur la dégénérescence des neutrons, nous pensons qu'il pourrait y avoir une limite de masse, comme 4 ou 5 masses solaires. Nous avons vu pas mal d'étoiles à neutrons dans des systèmes binaires et les masses que nous trouvons pour elles ont tendance à être voisines de 1,5 masse solaire. Il ne semble pas qu'il y ait beaucoup d'étoiles à neutrons massives, ce qui est conforme à nos théories.

Disons qu'il y a une étoile massive là-bas qui est en train de mourir et que sa masse centrale est assez grande, peut-être 6 à 10 masses solaires environ. Que se passe-t-il si le noyau d'une étoile est trop gros pour être une étoile à neutrons ? S'il est trop grand, il a trop de gravité et l'effondrement continuera. N'oubliez pas ce que j'ai dit sur la gravité - elle règne ! Si la gravité est trop grande, alors rien, et je ne dis rien, n'arrêtera l'effondrement. Nous avons quelque chose qui devient de plus en plus petit (rayon), de plus en plus petit. C'est de plus en plus petit, n'est-ce pas ? Ce n'est pas grave, non ? - faux, faux, faux, faux ! Rappelez-vous les règles de la gravité? Rappelez-vous que la force de gravité dépend de la taille de l'objet - qu'elle augmente fortement pour une petite diminution de rayon. Par conséquent, une forte diminution du rayon, comme celle d'un noyau qui s'effondre, provoquerait une augmentation vraiment, vraiment, vraiment énorme de la gravité de surface.

Quelle est la taille vraiment, vraiment, vraiment énorme pour la gravité de surface ? Que fait la gravité de quelque manière que ce soit? Cela empêche les choses de s'échapper. Disons que vous vouliez aller sur une autre planète. Tout d'abord, vous auriez besoin d'une fusée qui irait assez vite pour s'échapper de la surface de la Terre. Si la fusée va un peu trop lentement, elle retombera à la surface de la Terre, ce qui n'est pas une bonne chose. La vitesse nécessaire pour s'éloigner s'appelle la vitesse d'échappement , et tout ce dont elle dépend est la gravité de surface de l'objet dont vous essayez de vous éloigner. La formule de la vitesse d'échappement est

C'est une formule assez effrayante, mais ce n'est pas trop différent de la formule de la gravité - plus la masse de l'objet dont vous vous éloignez est grande, plus la vitesse d'échappement est élevée. La même chose se produit si le rayon diminue - la vitesse d'échappement augmente, vous devez donc aller plus vite pour vous échapper. A quelle vitesse devez-vous aller ? Essayons quelques exemples. Disons que vous voulez quitter la Terre (et qui ne veut pas ?). A quelle vitesse faudrait-il aller ? - seulement un maigre 11,2 km/s. Cela vous semble-t-il rapide ? Peut-être que vous n'avez pas lu cela attentivement - 11,2 km par seconde. C'est comme traverser la ville en une seconde. Vous pourriez obtenir une contravention pour excès de vitesse, en supposant que quelqu'un puisse vous attraper.

Nous regardions une étoile massive s'effondrer, tu te souviens ? Qu'arrive-t-il à la vitesse d'échappement lorsque le noyau s'effondre ? Il grossit, non ? Combien plus grand? Voici d'autres exemples.

Le Soleil - c'est assez gros, non ? Pour sortir de la surface du Soleil (ce qui serait probablement une bonne chose car il fait un peu trop chaud), il faudrait vous déplacer à une vitesse de 436 km/s. C'est comme aller de Waterloo à Chicago en une seconde - assez vite ! Nous pouvons faire mieux - juste en diminuant le rayon. Disons qu'il y a une naine blanche. Les naines blanches sont similaires à la masse du Soleil, donc la seule chose qui fait une différence dans la vitesse d'échappement est leur petit rayon (rappelez-vous, elles ne correspondent qu'au rayon de la Terre). Pour sortir de la surface d'une naine blanche, il faudrait aller à environ 4700 km/s. C'est rapide ? C'est comme voyager à travers le pays en une seconde.

Nous pouvons faire mieux que cela - passer au niveau supérieur d'objets extrêmement petits avec de très bonnes masses - les étoiles à neutrons. Ces petites bêtes ont des masses similaires à celles du Soleil, mais des rayons d'environ 20 km seulement. La vitesse d'échappement devient vraiment, vraiment énorme - dans ce cas, environ 100 000 km/s. C'est assez rapide, si rapide que vous pouvez même décrire la vitesse en termes de vitesse de la lumière - la vitesse d'échappement d'une étoile à neutrons est 1/3 de la vitesse de la lumière. Cela vous rapportera certainement une contravention pour excès de vitesse sur l'autoroute.

À quel point pouvons-nous faire un objet petit (et à quelle hauteur pouvons-nous augmenter la vitesse d'échappement) ? Si nous rendons l'objet plus petit que l'étoile à neutrons (mais ayant la même masse, similaire à celle du Soleil), la gravité de surface deviendra de plus en plus grande, jusqu'à ce que. quelle? La vitesse monte si haut que la vitesse d'échappement atteint la vitesse la plus élevée possible - la vitesse de la lumière. Lorsque vous atteignez le point où la vitesse de fuite est de 300 000 km/s (qui est la vitesse de la lumière), alors vous avez cet objet étonnant connu sous le nom de trou noir.

Figure 5. Albert Einstein - le gars aux cheveux en bataille qui nous a donné les deux théories de la relativité. Ses cheveux n'avaient probablement rien à voir avec ça, mais qui sait ?

Maintenant, beaucoup de gens ont des idées vraiment étranges sur ce que sont les trous noirs et comment ils agissent. Ne le croyez pas - ils ne sont pas si bizarres. Pour comprendre les trous noirs et comment ils interagissent avec le reste de l'Univers, nous devons comprendre certaines des règles qui sont en vigueur autour d'eux, comment ils influencent les choses (les choses liées à la gravité) et comment la lumière fonctionne. Celles-ci sont expliquées dans certaines des théories d'Albert Einstein. Maintenant, ne paniquez pas - ce ne sont pas si mal que ça, et je vais juste passer en revue les bases pour que vous compreniez ce qui se passe avec eux.

Nous allons d'abord examiner la plus facile des deux théories - la théorie de la relativité restreinte. Je ne plaisante pas sur le fait que celui-ci est plus facile - c'est vraiment le cas. Vous avez déjà en partie rencontré cette théorie, puisque c'est de là que l'on obtient cette fameuse formule E=mc 2 . Ce n'est pas la partie la plus importante de la théorie, ce n'est même pas un élément majeur. La principale caractéristique de la théorie peut être énoncée dans le concept suivant - la vitesse de la lumière est une constante, peu importe ce qui se passe, peu importe ce que vous faites, et il n'y a rien (je ne veux vraiment rien dire) qui puisse voyager plus vite que la vitesse de la lumière . Maintenant, nous avons déjà parcouru la première partie de cela lorsque nous avons parlé des propriétés de la lumière - et en fait, sans ce concept, le reste de la théorie de la relativité restreinte n'existerait pas. La deuxième partie est une sorte de limite de vitesse cosmique. Rien ne va plus vite que la vitesse de la lumière, pas même quand les flics ne regardent pas. Vous ne pensez peut-être pas que ces règles sont un gros problème, mais si vous les reliez à la façon dont les choses bougent sur Terre, alors c'est un gros problème.

Figure 6. Un exemple de mouvement non relativiste (faible vitesse). La vitesse finale du ballon de football serait de 100 miles/heure (en supposant qu'il n'y ait pas de résistance de l'air ou de friction).

Voici un exemple de ce que je veux dire. Disons que vous avez un camion qui descend la route à 60 mph. À l'arrière du camion se trouve un quart-arrière de la NFL surpayé. Il peut lancer un ballon de football avec une vitesse d'environ 40 mph. Disons que le camion va dans la même direction qu'il lance. À quelle vitesse le ballon se déplacera-t-il lorsqu'il sera attrapé (en ignorant les effets de la résistance au vent et autres) ? En gros, vous additionnez les vitesses, de sorte que le football irait à une vitesse de 100 mph. Je ne voudrais pas être le destinataire du tirage au sort dans ce cas.

L'exemple illustré ci-dessus est assez simple - vous ajoutez simplement les vitesses (si elles vont dans la même direction). Que se passe-t-il si le quart-arrière lance dans la direction opposée à celle du camion ? Ensuite, vous soustrayez les vitesses. C'est ce qui arrive aux choses qui se déroulent à des vitesses non relativistes (vitesses bien inférieures à la vitesse de la lumière).

Faisons une autre expérience, mais cette fois dans l'espace. Disons que vous avez un vaisseau spatial allant à la moitié de la vitesse de la lumière (v = 1/2 c) - ce qui est dans les règles, rappelez-vous, les choses peuvent aller à des vitesses inférieures à celle de la lumière, donc à la moitié de la vitesse de la lumière peut sembler assez rapide, mais c'est tout à fait légal. Disons que dans le vaisseau spatial se trouve un extraterrestre avec un faisceau laser, qui n'est en fait qu'une lampe de poche intense. Disons que l'extraterrestre dirige la lumière dans la même direction que le vaisseau spatial se déplace. Bien entendu, la lumière du laser se déplace à la vitesse de la lumière (v=c). Disons maintenant que nous avons un détecteur dirigé vers le vaisseau spatial et le laser, et ce détecteur mesure la vitesse de la lumière provenant du laser. À quelle vitesse la lumière voyagerait-elle lorsque nous la mesurons ? Si vous vous fiez à l'exemple de lancer de ballon de football ci-dessus, vous pourriez penser que nous mesurerions une vitesse de 1,5 c (la somme des deux vitesses). Malheureusement, ce n'est pas correct. Que dit la théorie de la relativité restreinte ? Il dit que la vitesse de la lumière serait toujours c (300 000 km/s), peu importe ce qui se passe. Même si le navire se déplace à la moitié de la vitesse de la lumière, la vitesse que nous mesurons pour la lumière sera toujours c - TOUJOURS. Peu importe si le navire vient vers nous ou s'éloigne de nous, nous mesurons toujours la même vitesse pour la lumière.

Figure 7. Un exemple de vitesses relativistes. Ici, le navire voyage à la moitié de la vitesse de la lumière (1/2 c), tandis que la lumière qu'il émet se déplace à la vitesse de la lumière (c). Contrairement à l'exemple illustré à la figure 6, vous ne pouvez pas simplement additionner les vitesses, sur la base de la théorie de la relativité restreinte d'Einstein. La lumière provenant du vaisseau spatial voyagera toujours à la vitesse de la lumière (v=c).

N'est-ce pas juste bizarre ? Avons-nous perdu d'une manière ou d'une autre 1/2 c de vitesse ? Non, nous ne le perdons pas, car nous ne pouvons pas le gagner en premier lieu. La lumière est juste une chose assez étrange. Quoi que vous fassiez, vous ne pouvez pas obtenir une vitesse de la lumière supérieure à c. Ne vous sentez pas déçu, car même si nous n'obtenons pas le résultat attendu de l'ajout de vitesses, nous obtenons d'autres choses intéressantes. Si nous étions à l'extérieur du vaisseau spatial en train de le regarder passer et que nous mesurions la longueur du vaisseau spatial, nous mesurerions une longueur différente de celle qui serait mesurée par quelqu'un dans le vaisseau spatial ou si le vaisseau spatial ne bougeait pas. Si nous devions mesurer la masse du vaisseau spatial depuis notre emplacement, ce serait différent que si nous étions dans le vaisseau spatial ou si le vaisseau spatial ne bougeait pas. Si nous regardions à l'intérieur du vaisseau spatial ses horloges, nous penserions qu'elles sont cassées car elles fonctionneraient à un rythme différent de celui des horloges qui ne se trouvent pas sur le vaisseau spatial. C'est en quelque sorte une façon dont la théorie de la relativité restreinte compense le fait que vous n'obtenez pas l'ajout de vitesses comme dans l'exemple précédent. Cela explique aussi en quelque sorte pourquoi nous l'appelons la théorie de la relativité restreinte - ce que vous mesurez dépend de votre situation par rapport à la chose que vous mesurez. Si vous étiez dans le vaisseau spatial et que vous mesuriez des choses qui ne bougent pas avec vous (des choses à l'extérieur du vaisseau spatial par exemple), vous mesureriez des choses très bizarres, un peu comme une personne qui ne bouge pas mesures étranges pour les caractéristiques de votre vaisseau spatial. Vous pouvez être en mouvement ou le vaisseau spatial peut être en mouvement - peu importe la vitesse élevée bousille des quantités mesurables comme la longueur, la couleur, la masse, le temps, etc. Plus la vitesse est élevée (plus la vitesse de la lumière est proche), plus bousillé les mesures.

Maintenant, vous pensez probablement que je dois inventer toutes ces choses, n'est-ce pas ? Ce truc ne peut pas vraiment arriver, n'est-ce pas ? Le temps passe-t-il vraiment plus lentement sur une fusée rapide par rapport au temps qui passe sur Terre ? En fait, cela arrive - et les gens l'ont vérifié. Si vous deviez mettre une horloge sur la navette spatiale et la laisser faire le tour de la Terre pendant quelques jours, elle ne garderait pas l'heure aussi bien qu'une horloge qui reste sur Terre. Même si la navette spatiale n'atteint pas la vitesse de la lumière, elle va assez vite pour que l'effet puisse être mesuré sur des horloges très précises. Ces choses ont été mesurées - les gens ont mis des horloges sur des jets et les ont vérifiées. De plus, lorsque des particules (comme des électrons) sont accélérées dans les laboratoires de physique, leurs masses semblent changer. Ce n'est pas de la science-fiction - ce genre de choses arrive.

Pour la théorie de la relativité restreinte, rappelez-vous simplement que seule la lumière va à la vitesse de la lumière, elle va toujours à la vitesse de la lumière, et si un objet va de plus en plus vite, ses caractéristiques telles que nous les mesurons sembleront bizarres. Si quelqu'un se trouvait sur un objet qui se déplace très rapidement, il penserait que nos caractéristiques ou celles de tout ce qui n'est pas sur l'objet en mouvement rapide ont été foutues - tout est relatif.

Croyez-le ou non, c'était la théorie facile - il est maintenant temps de s'attaquer à la théorie générale de la relativité beaucoup plus complexe. En fait, ce ne sera pas si mal, puisque nous sautons tous les calculs qui vont avec la théorie générale - c'est ce qui le rend vraiment méchant. Commençons par ce que fait la théorie de la relativité générale - elle reprend là où la théorie de la gravité de Newton s'est arrêtée. Je parie que vous ne pensiez pas que la loi de la gravité avait besoin d'être reprise. Pour la plupart, ce n'est pas le cas - la loi de la gravité telle que Newton l'a formulée fonctionne très bien pour la plupart des choses. C'est dans les situations où cela ne fonctionne pas bien que la formule d'Einstein doit prendre le relais. Comment la théorie générale fait-elle cela ? Cela redéfinit en quelque sorte la gravité. Vous pourriez considérer la gravité comme une sorte d'élastique ou de colle qui fait que les choses se collent (avez-vous déjà pensé à ce qui vous fait vraiment coller à la surface de la Terre ?). La théorie générale d'Einstein a refait la gravité en examinant comment l'espace (et le temps) sont déformés par la masse. De plus, si vous avez un espace déformé, la façon dont la masse le traverse sera affectée. Fondamentalement, la masse déforme l'espace et l'espace affecte la masse (et tout ce qui s'y trouve, comme la lumière).

Attends une seconde, de quoi je parle ? Est-ce que déformer l'espace est comme déformer l'espace ? Il est! Comment déformer l'espace ? Vous êtes familier avec l'espace en trois dimensions. N'importe quel emplacement peut être référencé par trois coordonnées - vous pouvez les appeler x, y et z, ou peut-être latitude, longitude et élévation. Peu importe comment vous le faites, n'importe quel endroit dans l'Univers peut être désigné par des coordonnées tridimensionnelles. L'espace est en trois dimensions. Déformons-le - déformez-le, pliez-le et étirez-le comme un mastic idiot. Lorsque l'espace est déformé, il se déforme dans une autre dimension que nous ne pouvons pas voir. Appelons cela la quatrième dimension - c'est une dimension de l'espace ce n'est pas le temps, c'est autre chose. Où est cette quatrième dimension ? Je ne sais pas, je ne peux pas vous montrer où il se trouve puisque nous (les humains) ne pouvons exister et comprendre visuellement l'espace tridimensionnel. Vous ne pouvez pas le pointer, car vous ne pouvez pointer que dans l'espace 3D, mais il existe.

Voyons si nous pouvons simplement les choses. Pensez à la façon dont une surface plane (une surface bidimensionnelle) peut se déformer de telle sorte qu'elle se plie dans une troisième dimension spatiale. C'est ainsi que vous pouvez avoir une tortilla plate (objet bidimensionnel) courbée pour former un objet tridimensionnel (un taco). Si nous étions de minuscules créatures bidimensionnelles vivant sur une tortilla et que nous n'étions conscients que de deux dimensions (nous ne pourrions expérimenter notre monde qu'en deux dimensions), nous ne serions pas en mesure de voir que la tortilla a été incurvée dans une troisième dimension , puisque nos sens ne seraient pas capables de percevoir les trois dimensions. Même si nous pouvions « voir » les trois dimensions de la coquille du taco, nous serions si petits par rapport à la courbure qu'il serait difficile de le détecter. Ceci est similaire à la raison pour laquelle vous ne pouvez pas facilement voir que la Terre est une sphère, mais qu'elle semble assez plate à vos yeux (après tout, nous sommes dans l'Iowa). Pour en revenir à votre univers, les créatures tridimensionnelles, comme vous, moi et Einstein, ne peuvent pas voir la quatrième dimension dans laquelle l'espace est déformé. Peu importe à quel point l'espace près de vous est déformé, vous ne pouvez jamais voir sa courbure. Il est également difficile de dessiner un espace à quatre dimensions - franchement, nous ne pouvons pas le faire. Afin de décrire l'espace déformé, nous aimons simplifier les choses et utiliser simplement des analogies bidimensionnelles, que nous pouvons déformer en trois dimensions.

Figure 8. Une analogie 2D avec un espace 3D déformé. La vue de dessus est un espace 2-D non déformé. Les deux lignes (rouge et bleue) sont droites et les objets qui se déplacent dessus parcourront la même distance. Placer une masse dans cet espace (image du milieu) provoque une distorsion de l'espace autour de la masse. Plus la masse est grande, plus la distorsion est importante. Les chemins rouges et bleus ne sont désormais plus égaux en longueur. Le chemin bleu est légèrement plus long. Dans le dernier cas, la distorsion est très extrême du fait d'un objet compact très massif. Maintenant, les différences de longueurs entre les lignes rouges et bleues sont très extrêmes. Il est même possible que le chemin bleu n'ait pas de fin mais continue dans le trou, sans fin.

Commençons par un univers en 2D qui n'a aucune distorsion, de sorte qu'il soit plat - assez terne et ennuyeux, hein ? Les règles de la relativité générale disent que si nous devions ajouter de la masse à cet espace, il serait déformé - plus de masse, plus de distorsion. Faisons cela.

Voici les trucs astucieux - loin de la masse, vous ne détectez aucune distorsion. L'espace est aussi plat que si vous n'aviez pas de masse. En vous rapprochant de la masse, vous ressentirez des effets inhabituels dus au gauchissement de l'espace. Disons que vous avez deux fourmis dans une course dans cet univers 2-D. Ils vont courir à travers l'espace et voyager le long de lignes droites. L'un se déplacera plus près de la masse que l'autre (l'un sera le long de la ligne rouge, l'autre le long de la ligne bleue sur la figure 8). Comment se termine la course ? La fourmi qui voyageait près de la masse devait en fait voyager le long d'un plus grand chemin, car l'espace de cette fourmi était déformé. Il a perdu la course. La chose étrange est qu'il ne savait même pas que son chemin était déformé - étant une créature en 2D, il ne pouvait pas voir la courbure et la ligne lui semblait droite et normale. Si la fourmi avait une lampe de poche (et quelle fourmi bien équipée n'a pas de lampe de poche ?), alors la lumière de cette lampe de poche voyagerait le long de l'espace incurvé, mais pour la fourmi, le faisceau brillerait en ligne droite, comme il se doit . La lumière, comme la fourmi, doit voyager dans l'espace qui comprend cet univers, elle se déplacera donc le long de ce qui est en réalité un chemin courbe. Même si la lumière se déplace selon un chemin incurvé, elle semblera toujours droite comme le voient les habitants de l'espace.

Si vous voulez vraiment voir des distorsions majeures, vous devrez ajouter une grande quantité de masse. Vous pouvez également concentrer la masse dans un très petit espace - le rendre très dense. C'est un concept tellement étrange, ce truc d'espace déformant, qu'il pourrait être difficile à croire. Croyez-le ou non, toute masse déformera l'espace - vous déformez l'espace, l'ordinateur déforme l'espace, le bâtiment dans lequel vous vous trouvez déforme l'espace et même votre nez déforme l'espace (pas beaucoup, mais il déforme toujours l'espace ).

Cela ressemble à un tas de science-fiction. Est-ce que ce genre de choses arrive vraiment? Pour tester cela, vous devez avoir une grande masse. Le plus gros objet de masse dans notre voisinage est le Soleil, et nous savons qu'il déforme l'espace. Une façon dont cela est évident est la façon dont l'orbite de Mercure autour du Soleil est progressivement modifiée (la précession orbitale est le terme). Lorsque Mercure se rapproche vraiment du Soleil (quand il est au périhélie), il se trouve dans un espace légèrement déformé. Son orbite est légèrement décalée. Au fil des ans, cette altération de l'orbite de Mercure a été remarquée par les astronomes. Les lois de Newton (et les lois de Kepler) ne pouvaient pas expliquer cette aberration apparente dans le mouvement de Mercure, ce qui a amené certaines personnes à soupçonner qu'il y avait une autre planète proche du Soleil qui gâchait l'orbite de Mercure. Ce n'est pas vraiment le cas, mais cela n'a pas empêché les gens d'essayer de trouver la planète mythique Vulcain (oui, ils l'ont vraiment appelé Vulcain). Bien sûr, quand Einstein est venu avec sa relativité générale, cela expliquait à peu près le problème avec Mercure.

Graphique 9. La façon dont l'espace autour du Soleil est déformé. Dans l'image du haut, il n'y a pas d'espace déformé. Dans ce cas, les étoiles situées derrière le Soleil ne pourraient pas être vues sur Terre, car la lumière de ces étoiles n'atteindra jamais la Terre. Ce n'est cependant pas le cas. L'image du bas montre comment l'espace modifie réellement le chemin de la lumière, de sorte que les étoiles sont visibles depuis la Terre. Cependant, comme nous ne pouvons pas "voir" l'espace déformé, nous pensons que les étoiles sont en fait dans les mauvaises positions (les points bleu foncé). Les positions des étoiles alignées avec le Soleil semblent légèrement décalées de leur emplacement approprié, en raison de leur lumière voyageant le long de trajectoires déformées.

Cela ne vous suffit-il pas ? Voici un autre exemple. Disons que vous avez de la lumière qui voyage près du Soleil (lumière qui vient d'autres étoiles). L'espace près du Soleil est déformé, de sorte que le chemin emprunté par la lumière des étoiles sera influencé par cette distorsion. Cela a été démontré peu de temps après qu'Einstein a publié sa théorie par des astronomes observant le Soleil pendant une éclipse totale. Pendant l'éclipse, les emplacements des étoiles autour du Soleil ont été notés et comparés à leurs emplacements normaux. Les emplacements des étoiles étaient légèrement décalés en raison de la distorsion de l'espace près du Soleil. Bien sûr, lorsque nous voyons ces étoiles lors d'une éclipse, nous supposons qu'elles sont dans la direction du ciel dans laquelle nous les voyons, en d'autres termes, tout droit de nous. Mais ces directions sont les mauvaises directions pour la véritable position de l'étoile. Si l'espace n'était pas déformé par la masse, nous verrions toujours les étoiles à leur emplacement normal et Einstein n'aurait probablement jamais obtenu ce travail vraiment pépère à Princeton.

La théorie générale de Relativement relie les masses d'objets à l'effet qu'ils ont sur l'espace. Un objet comme le Soleil a des effets mesurables comme décrit (et testé de nombreuses fois) ci-dessus, mais la Terre déforme également l'espace. Une sonde a étudié l'effet du gauchissement de l'espace par la Terre a récemment fourni des preuves qui soutiennent la théorie. Vous pouvez en savoir plus sur la sonde et ses mesures ici.

La théorie générale d'Einstein a aidé à combler les lacunes que la loi de la gravité de Newton ne pouvait pas couvrir, en particulier les cas impliquant des masses extrêmes. Cela peut également être considéré comme un moyen de provoquer réellement la gravité.La Terre tourne autour du Soleil à cause de la gravité, n'est-ce pas ? Et si vous considérez le fait que le Soleil déforme l'espace et que les planètes se déplacent dans cet espace déformé de la seule manière qu'elles peuvent, comme une bille roulant à l'intérieur d'un bol ? - les orbites des planètes peuvent s'expliquer par le fait que la déformation spatiale du Soleil maintient les planètes dans leurs propres zones d'espace courbe. Près du Soleil, le "bol" est plus raide, donc les orbites sont plus petites et les planètes doivent se déplacer plus vite pour ne pas tomber. Plus loin, le "bol" est moins raide, donc les planètes n'ont pas à se déplacer si rapide. Les lois de Newton et de Kepler peuvent décrire le mouvement, mais l'espace courbe d'Einstein peut nous en donner la cause. Que cela vous aide ou non à comprendre la gravité dépend de vous, je vous explique simplement comment cela fonctionne. Je devrais également mentionner que l'un des autres aspects de la théorie de la relativité générale est ce qu'elle fait au temps - oui, vous l'avez compris, le temps passe plus lentement près des objets massifs qu'il ne le fait plus loin d'eux. C'est une autre victime de l'espace courbe !

Assez d'errer sur le chemin déroutant qu'Einstein nous a donné - revenons aux trous noirs. Que peut devenir un trou noir ? Le seul ingrédient dont vous avez besoin est la masse, donc tout ce qui a de la masse pourrait devenir un trou noir. Cela inclut des choses comme la Terre, un crayon, John Goodman et ainsi de suite. La seule raison pour laquelle ces choses ne deviennent normalement pas des trous noirs est que vous devez les rendre suffisamment denses (de taille compacte) pour que leurs vitesses de fuite soient égales à la vitesse de la lumière. Pour faire cela à la Terre, vous devez l'écraser à une taille de moins d'un centimètre. Je suppose qu'un éclair au chocolat pourrait pousser John Goodman à bout, mais je peux me tromper.

C'est une caractéristique d'un trou noir - il a une masse. A-t-il autre chose ? Qu'en est-il de la taille ou de la forme ? Techniquement, il ne peut pas avoir de taille, car s'il avait une taille, cela signifierait qu'il n'est pas entièrement effondré en un trou noir. C'est en quelque sorte un argument déroutant, mais si vous n'y pensez pas trop, cela a du sens. Pour que quelque chose devienne un trou noir, il doit s'effondrer à une taille si petite qu'il ne peut pas se tenir debout, donc il n'a pas de taille. Cela signifie que la masse doit être réduite en un point infiniment petit - une singularité , qui n'a pas de taille mais a une masse mesurable. Si un trou noir ne s'est pas effondré jusqu'à une singularité, alors il doit y avoir quelque chose empêchant l'effondrement - mais il n'y a aucune force connue qui peut surmonter l'énorme effondrement gravitationnel auquel nous nous heurtons dans ces conditions extrêmes. Les trous noirs n'ont pas de rayons mesurables, mais ont des masses mesurables. Bien sûr, si un objet a une masse, alors il a une attraction gravitationnelle sur tout ce qui l'entoure. Contrairement à ce que vous pourriez penser, les trous noirs ne sont pas des aspirateurs magiques qui voyagent à travers l'Univers en aspirant tout ce qu'ils voient dans leurs gosiers. Ils doivent obéir aux lois de la physique comme tout le reste de l'Univers, vous pouvez donc déterminer l'attraction gravitationnelle d'un trou noir sur les objets à proximité. Pour les objets plus éloignés, l'attraction gravitationnelle est bien moindre (comme pour tout ce qui se trouve dans l'Univers). À de grandes distances, il n'y aurait aucun problème à s'échapper d'un trou noir, donc si jamais vous en rencontrez un au cours de vos voyages, n'y regardez pas de plus près - vous devez rester loin, là où l'attraction gravitationnelle est faible . Comme vous le verrez, si vous vous approchez trop près, il n'y aura rien pour vous sauver.

Un trou noir doit obéir aux lois de la physique, il y a donc cette règle sur la vitesse de fuite - la vitesse nécessaire pour s'échapper d'un objet - à laquelle vous devez faire attention. Si vous êtes trop près d'un objet, vous devez voyager à une très grande vitesse pour vous échapper. Si vous commencez à un endroit plus éloigné, la vitesse dont vous avez besoin pour vous échapper est bien moindre. Dans le cas du trou noir, vous pouvez l'utiliser pour définir une "limite" pour le trou noir. Il y a une distance du trou noir (la singularité) où la vitesse d'échappement est égale à la vitesse de la lumière. Cette distance de la singularité est connue sous le nom de rayon de Schwarzschild (Rs). Ceci est souvent appelé le "rayon" du trou noir, car son véritable rayon physique n'a pas de taille. Vous pouvez également considérer ce rayon comme le "point de non-retour". Si tu étais plus proche de la singularité que Rs il faudrait voyager à une vitesse supérieure à celle de la lumière pour échapper, et puisque rien ne peut voyager plus vite que la vitesse de la lumière, rien ne peut s'échapper d'un endroit dans le rayon de Schwarzschild, pas même la lumière (cela explique en quelque sorte le nom " trou noir, n'est-ce pas ?). À des distances supérieures à Rs, la gravité est moindre, donc la vitesse d'échappement est inférieure à la vitesse de la lumière, donc des choses comme les fusées pourraient s'échapper. Pour vous donner une idée de la taille de ce "point de non-retour", si vous deviez faire du Soleil un trou noir, le Rs serait d'environ 3 km.

Le terme horizon des événements est également utilisé pour décrire le rayon de Schwarzschild, car c'est le plus proche que vous puissiez voir un "événement" se produisant près d'un trou noir. Tout ce qui se passe dans l'horizon des événements n'est pas visible car aucune information ne peut sortir du trou noir à cette distance. Vous pouvez donc le considérer comme le dernier lieu « événementiel ». À bien des égards, les trous noirs sont comme Las Vegas - tout ce qui se passe dans un trou noir, reste dans le trou noir.

La valeur du Rs est proportionnelle à la masse du trou noir. Un trou noir de 10 masses solaires a un Rs de 30 km, un trou noir de masse solaire de 1000 a un Rs de 3000 km, etc. La formule du rayon de Schwarzschild d'un trou noir est

Maintenant, je suppose que vous vous demandez ce que ce serait de tomber dans un trou noir ? Avouez que vous vous le demandez depuis longtemps. Découvrons-le.

Tout d'abord, nous allons commencer à une grande distance du trou noir, où l'effet de celui-ci sur l'espace qui l'entoure (la forte distorsion spatiale telle que définie par les lois de la relativité générale) est assez faible. Loin du trou noir, l'espace et le temps ne sont pas déformés, donc les choses ne semblent pas inhabituelles. Nous laisserons quelqu'un (peut-être un de vos amis) à cet endroit pour qu'il puisse vous regarder approcher du trou noir (quels bons amis ils sont - en fait, s'ils étaient vraiment de bons amis, ils se porteraient volontaires pour aller dans le trou noir). Pour votre voyage dans le trou noir, vous aurez le meilleur équipement - une lampe de poche et une montre. Évidemment, aucune dépense n'a été épargnée pour votre expédition. Vous avez la lampe de poche pour que vous puissiez signaler à votre ami dans le vaisseau spatial que vous allez bien, et vous avez accepté de signaler toutes les 10 secondes (c'est pourquoi vous avez besoin de la montre). Partez en direction du trou noir. Maintenant, l'un des aspects de la relativité générale (et de la relativité restreinte) est que différentes personnes dans différents environnements physiques (mobiles et immobiles, et espace déformé et espace non déformé) mesureront les choses différemment. Il y aura en fait deux points de vue différents sur ce qui vous arrive lorsque vous tombez dans le trou noir. Nous allons d'abord regarder ce que votre ami (ou soi-disant ami qui est en sécurité dans le vaisseau spatial) voit depuis sa position loin du trou noir. Au fur et à mesure que vous vous rapprochez du trou noir, votre ami commence à remarquer des choses étranges. L'un est que les signaux de la lampe de poche deviendront de moins en moins fréquents. Peut-être que votre montre est cassée et fonctionne plus lentement qu'elle ne le devrait - mais lorsque les signaux commencent à arriver à des intervalles d'une fois par minute, une fois toutes les 5 minutes, une fois toutes les demi-heures, une fois toutes les heures, une fois par jour. il ne s'agit évidemment pas seulement d'une montre cassée - d'une manière ou d'une autre, le temps passe beaucoup plus lentement pour vous (ou du moins c'est ce que votre ami voit). Pourquoi? C'est l'une des connexions de l'espace avec le temps - que les distorsions spatiales autour du trou noir affectent également le passage du temps pour différents observateurs. Une autre chose qu'ils remarqueront est que la lumière de la lampe de poche devient de plus en plus rouge à mesure que vous vous approchez du trou noir. Pourquoi? La lumière ressent l'attraction de la gravité, mais comme elle ne peut pas aller plus lentement, comme le feraient d'autres choses, elle perd de l'énergie à la place. La lumière à faible énergie a une longueur d'onde plus longue - elle devient donc de plus en plus rouge à mesure que vous vous rapprochez du trou noir. Finalement, la lumière sera à une longueur d'onde si longue qu'elle ne sera pas visible à l'œil, car elle sera dans les longueurs d'onde infrarouges, micro-ondes et éventuellement radio. Malgré ces difficultés, votre ami (qui a probablement du lait et des biscuits dans son vaisseau spatial confortable) est toujours capable de vous observer à l'approche du trou noir. Le délai devient si extrême qu'au cours de leur vie, ils ne vous voient pas vous rapprocher du trou noir. En fait, sur de nombreuses générations de personnes assises dans le vaisseau spatial, vous regardant vous diriger vers le trou noir, il semblera que vous êtes essentiellement gelé près du rayon de Schwarzschild. Pour tout le monde dans l'Univers, il semble que vous ne puissiez même pas traverser le rayon de Schwarzschild. Tel que perçu par le reste de l'Univers, vous êtes "gelé" au bord du trou noir.

Que verrez-vous? D'une certaine manière, vous voyez en quelque sorte le contraire de ce que voit votre ami. On dirait que leurs horloges tournent trop vite - et ils vont trop vite. Finalement, dans ce qui vous semble être un instant, quelqu'un sur le vaisseau spatial naîtra, vieillira et mourra sous vos yeux. Vous pourrez observer tout le cycle de vie des étoiles et les voir devenir des supernovae. Non seulement il semblera que le passage du temps dans l'Univers soit étrange, mais l'Univers lui-même le sera également. Vous commencerez à voir des choses qui n'étaient pas à l'origine dans votre champ de vision (devant vous). Les choses qui se trouvaient à droite ou à gauche de vous sembleraient être devant vous - une sorte d'entonnoir de lumière près du trou noir. Vous n'aurez pas à vous retourner pour voir tout le ciel, car tout sera compressé dans une taille que vous pouvez voir. Vous ne pourrez pas profiter longtemps du spectacle de lumière cosmique, puisque vous traverserez le rayon Schwarzschild, tomberez dans la singularité et serez écrasé jusqu'au néant - aïe.

Figure 10. Un astronaute se dirige vers un trou noir. A grande distance il n'y a pas de problème. Au fur et à mesure que l'astronaute se rapproche, cela devient très inconfortable et les forces de marée du trou noir vont l'étirer hors de forme. Ce n'est pas le chemin le plus agréable à parcourir, mais que pouvez-vous faire ? Il convient de noter que le diagramme n'est pas à l'échelle, car le rayon de Schwarzschild du trou noir de 10 masses solaires est de 30 km (diamètre de 60 km), et les effets d'étirement ne deviennent pas vraiment mauvais jusqu'à ce que l'astronaute ait quelques mille kilomètres du trou noir.

C'est une sorte de triste fin, hein ? En fait, la fin viendrait probablement bien avant que vous ne soyez près du rayon de Schwarzschild. Selon la masse du trou noir, vous pourriez être déchiré par les forces de marée. Qu'est-ce que je veux dire par là ? Disons-le simplement de cette façon : si jamais vous deviez vous rendre dans un trou noir ou dans la direction générale d'un trou noir, vous voudriez voyager de côté, pas la tête la première ou les pieds en premier. Quelle différence cela ferait-il? Rappelez-vous simplement les lois de la gravité, tout ce qui est plus proche d'un objet massif (que ce soit un trou noir, une planète ou autre) ressent une attraction gravitationnelle plus forte que quelque chose de plus éloigné. Dans le cas d'un trou noir, la différence entre l'attraction ressentie par vos pieds et l'attraction ressentie par votre tête augmenterait jusqu'à ce que la partie la plus proche du trou noir veuille se séparer de la partie la plus éloignée, car il est de plus en plus tiré. Vous seriez fondamentalement déchiré. C'est l'effet des forces de marée. Moins il y a de différence de distance entre les différentes parties de votre corps par rapport au trou noir, moins la différence dans les tractions ressenties par ces parties est importante. Rappelez-vous, n'entrez jamais la tête ou les pieds en avant dans un trou noir, bien que dans certains cas, les tractions soient si extrêmes que la façon dont vous y entrez n'aurait pas vraiment d'importance, vous seriez toujours étiré comme un mastic idiot.

Un trou noir est-il vraiment noir ? Non, pas vraiment, car nous ne savons pas de quelle couleur il est. N'oubliez pas que ce que votre œil perçoit comme une couleur n'est qu'une certaine longueur d'onde de la lumière. La lumière ne peut pas sortir d'un trou noir, donc la couleur d'un trou noir reste inconnue. L'absence de lumière d'un objet donnerait à l'objet un aspect noir.

Un trou noir pourrait-il être un passage vers un autre Univers, ou simplement un raccourci vers une autre partie de notre propre Univers ? C'est un peu le domaine de la science-fiction, mais pas entièrement. Nous savons que les trous noirs déforment gravement l'espace, il est donc possible qu'il étende l'espace d'un endroit à un autre dans notre Univers. D'une certaine manière, un tunnel pourrait être créé entre différentes parties de l'Univers, même si je ne voudrais pas voyager dans ce tunnel. N'oubliez pas qu'il y a un trou noir dans ce tunnel, il serait donc facile d'y entrer mais pas d'en sortir. De tels passages ont été proposés par des théoriciens et sont possibles en théorie, mais leur existence dans la réalité reste à déterminer. Le meilleur type de tunnel est probablement celui qui ne contient pas de trou noir - bien que la façon dont le tunnel puisse exister sans trou noir soit un peu délicate. Le simple fait d'avoir un joli tube d'espace déformé serait utile pour parcourir de grandes distances en peu de temps.

Figure 11. La mise en place d'un binaire de trou noir. Une étoile, généralement une grande supergéante, se trouve à proximité d'un disque d'accrétion et d'un trou noir. La taille du trou noir (peut-être seulement quelques dizaines de kilomètres) est beaucoup plus petite que celle du disque d'accrétion (quelques milliers ou 100 000 kilomètres de taille), il serait donc très difficile à voir, même s'il était visible aux télescopes. Le disque d'accrétion est constitué de matière aspirée de l'étoile normale (principalement de l'hydrogène) et émet des rayons X. Crédit : Space Telescope Science Institute, NASA.

Y a-t-il des trous noirs là-bas ? Comment pouvez-vous dire? Rappelez-vous, l'espace est noir et les trous noirs sont noirs, alors comment en trouver un ? Vous ne pouvez pas le voir directement, mais vous pouvez le voir indirectement. Un trou noir a une masse, il est donc capable d'influencer les objets à proximité. Vous voudriez rechercher un système binaire inhabituel. Comment savoir si un système binaire est inhabituel ? Quelle différence cela ferait-il si l'une des étoiles du système binaire était un trou noir ? Tout d'abord, vous devez vous rappeler l'extrême gravité. Pour cette raison, le trou noir peut avoir tendance à attirer de la matière de l'autre étoile. Au fur et à mesure que ce matériau tombe dans le trou noir, il formera un disque d'accrétion (rappelez-vous comment cela se produit autour d'une naine blanche avant de devenir nova ?). Le matériau du disque sera compressé, chauffé et fondamentalement croqué même à une grande distance du rayon de Schwarzschild du trou noir. Ce matériau (principalement l'hydrogène et l'hélium de l'autre étoile) est chauffé à une température si élevée qu'il commencera à émettre des rayons X. Ces rayons X sont ce qui rend le système binaire unique. Si vous deviez regarder un système binaire de trou noir avec un télescope ordinaire à lumière visible, vous ne verriez probablement que l'autre étoile - l'étoile normale. Le fait qu'il y ait une autre étoile dans le système, une étoile qui émet des rayons X (en fait, le disque d'accrétion autour de l'étoile est ce qui émet des rayons X), fera du système binaire quelque chose que les astronomes remarqueront.

Vous devez être prudent lorsque vous dites si vous avez un trou noir ou non, car les rayons X peuvent également provenir d'un système binaire contenant une étoile à neutrons. La seule façon de savoir de qui il s'agit (trou noir ou étoile à neutrons) est de déterminer les masses des étoiles dans le système binaire. Et comment déterminez-vous les masses des étoiles dans un système binaire ? Avec la 3ème loi de Kepler, bien sûr (en supposant que vous puissiez déterminer la taille de l'orbite et la période de l'orbite) ! Si la masse de l'étoile dans le disque d'accrétion est bien supérieure à environ 5 masses solaires, il y a de fortes chances que ce ne soit pas une étoile à neutrons mais plutôt un trou noir. En 2002, il y a eu des rapports de deux trous noirs de très faible masse trouvés dans des systèmes binaires séparés, l'un n'avait qu'environ 4,25 masses solaires et l'autre environ 5,25 masses solaires. Ceux-ci ont tous deux été découverts dans des systèmes binaires à rayons X avec des périodes orbitales de quelques heures seulement !

Une autre chose que les astronomes peuvent rechercher est la façon dont la matière tombe vers le trou noir présumé. Lorsqu'un matériau tombe et atterrit sur une étoile à neutrons, il émet un signal de rayons X particulier qui indique qu'il a heurté quelque chose. D'un autre côté, lorsque le matériau dépasse le rayon de Schwarzschild d'un trou noir, il "disparaît" simplement - il n'émet aucun signal indiquant une sorte de surface ou de barrière, car il n'y en a pas. Les astronomes ont soigneusement examiné les rayons X provenant de choses tombant sur des étoiles à neutrons et des choses allant vers un trou noir suspecté et ont trouvé des différences très nettes entre les deux - et celles-ci correspondaient aux modèles basés sur la physique impliquée dans ces situations.

Figure 12. Une autre vue d'un trou noir dans un système binaire. Si vous cliquez sur l'image, vous verrez un petit film montrant du matériel s'écoulant dans un trou noir. Il y a le disque d'accrétion autour du trou noir et aussi l'écoulement bipolaire - le matériau est éjecté du dessus et du dessous de l'emplacement du trou noir. Ce matériau ne vient pas du trou noir lui-même mais du disque d'accrétion. Image et film de NASA/Honeywell Max-Q digital group/Dana Berry.

Il existe en fait un certain nombre de systèmes binaires intéressants d'étoiles à neutrons et de trous noirs. Ceci n'est qu'un petit échantillon de certains des systèmes -

PSR 1913+16 - Il s'agit d'un système binaire de pulsar contenant deux étoiles à neutrons - une seule des étoiles à neutrons est observée comme étant un pulsar. Les étoiles à neutrons sont sur une orbite très proche, elles se déplacent donc très rapidement et cela provoque une distorsion des signaux des pulsars. En fait, ce type de distorsion se produirait même si le pulsar était dans un système binaire régulier. Ce qui est différent à propos de ce système, c'est que la distorsion des périodes de pulsation est également effectuée par la distorsion de l'espace près des étoiles à neutrons (la Relativité Générale fait encore une fois l'affair). Il y a tellement de distorsion de l'espace à proximité de ce système que les deux étoiles à neutrons se déforment mutuellement, ce qui fait que leurs orbites changent continuellement. La découverte de ce système et de son mouvement au fil des ans a fourni davantage de soutien à la relativité générale d'Einstein (et a valu aux découvreurs le prix Nobel).

PSR J0737-3039A - Comme l'exemple précédent, il s'agit d'un autre système binaire d'étoiles à neutrons, et dans ce cas tous les deux des objets sont des pulsars. La période orbitale n'est que de 2,4 heures - oui, c'est ce que j'ai dit, 2,4 les heures. Et bien sûr il y a aussi les périodes des pulsars (du fait de leurs rotations). L'un des pulsars est un pulsar milliseconde, tournant environ 40 fois par seconde. Ceci est courant pour les systèmes binaires, car tout transfert de masse accélère la rotation des objets dégénérés. La communauté scientifique était très enthousiaste à propos de ces deux éléments car, comme l'exemple précédent, ils peuvent être utilisés pour tester la théorie de la relativité générale d'Einstein. Il y a aussi toutes les interactions nettes possibles des champs magnétiques des deux étoiles. Ces étoiles finiront par fusionner et finiront probablement par former un trou noir, mais cela n'arrivera pas avant 85 millions d'années.

Cygne X-1 - C'est une source de rayons X très puissante. Cependant, lorsque vous l'observez avec un télescope ordinaire, vous voyez une étoile de type O (nommée HDE 226868 - n'est-ce pas romantique ?).L'étoile O n'est pas une source de rayons X, alors d'où viennent-ils ? Vous pouvez également voir, en regardant le spectre de l'étoile O, qu'elle est en orbite autour d'autre chose - quelque chose avec une masse d'environ 10 masses solaires. Si cet objet était une étoile ordinaire, il devrait être facilement visible. Cependant, ce n'est pas le cas - tout ce que l'on voit est l'étoile O régulière. Quelle est 10 fois la masse du Soleil mais semble être invisible ? - très probablement un trou noir (on pense qu'il est trop massif pour être une étoile à neutrons). Cygnus X-1 est le meilleur exemple que nous ayons d'un candidat trou noir - rappelez-vous, nous pensons seulement que c'est un trou noir que nous ne pouvons pas voir directement.

Figure 13. A gauche, une vue de HDE 226868, une étoile normale qui est également une source de rayons X. Les rayons X ne proviennent pas vraiment de l'étoile visible mais d'un disque d'accrétion autour d'un éventuel trou noir. C'est l'un des meilleurs cas de l'existence d'un trou noir dans notre galaxie. Images de la NASA.

N'oubliez pas que ce n'est pas le trou noir qui dégage l'énergie, mais le disque d'accrétion qui l'entoure. Le disque est généralement beaucoup plus grand que le trou noir lui-même - un trou noir de 10 masses solaires a un rayon de Schwarzschild de 30 km, mais un disque d'accrétion autour de lui peut mesurer plus d'un million de km. Même si l'objet lui-même n'est pas visible, son influence sur son environnement le trahit. Il y a pas mal d'objets que nous pensons être des trous noirs, mais nous ne pouvons pas vraiment en être sûrs à 100%, car il y a toujours des possibilités que ces objets soient quelque chose auquel nous n'avons pas encore pensé. Jusqu'à ce que nous le sachions avec certitude, les très gros trous des systèmes binaires à rayons X sont classés comme des trous noirs probables, tandis que ceux qui sont moins massifs sont probablement des étoiles à neutrons.

XTE J0929-314 - Ceci est un autre pulsar, cette fois dans un système binaire où il détruit son étoile compagne. Dans ce cas, le pulsar aspire à la fois de la matière de l'étoile compagne et le fort rayonnement du disque d'accrétion souffle de la matière de l'étoile compagne. Ces objets sont si proches qu'il leur faut moins d'une heure pour orbiter l'un autour de l'autre. Le résultat final est un pulsar en rotation très rapide (185 rotations/seconde) et une étoile compagnon qui s'est évaporée jusqu'à la taille d'une planète (la masse du compagnon n'est que d'environ 10 fois celle de Jupiter).

Graphique 14. Un diagramme montrant ce qui se passe dans XTE J0929-314. Le pulsar enfoui dans le disque d'accrétion retire de la matière de l'étoile compagne et souffle également de la matière. La masse de l'étoile compagne est maintenant trop petite pour qu'elle soit vraiment une étoile. En fin de compte, il ne restera plus qu'une étoile à neutrons. Image reproduite avec l'aimable autorisation de la NASA.

Certains astronomes ont recherché des effets assez étonnants causés par les trous noirs, notamment le déclenchement d'une supernova dans une naine blanche. Les simulations informatiques de ce qui arrive à une naine blanche qui s'approche trop près d'un trou noir n'ont pas seulement entraîné la destruction de la naine blanche (ce qui était prévu) mais l'inflammation du matériau dégénéré qu'elle contient en raison des fortes forces de marée . Il suffit de consulter cet article pour voir les résultats de l'étude. Et même le fait qu'une étoile normale s'approche trop près d'un trou noir peut également entraîner de violentes explosions de type supernova. Il est possible que certains de ces types d'événements aient déjà été observés, comme cela est décrit ici.

Autres objets bizarres

Comme pour beaucoup de choses en astronomie, ce n'est pas le dernier mot sur la mort des étoiles les plus massives. Les étoiles à neutrons et les trous noirs sont assez difficiles à observer, il ne devrait donc pas être surprenant qu'il y ait d'autres choses qui n'ont été découvertes que récemment (en raison de télescopes et de techniques d'observation avancés). L'une de ces choses étranges s'appelle un magnétar. Il s'agit essentiellement d'une étoile à neutrons avec un champ magnétique gonflé. Maintenant, vous vous souviendrez que le champ magnétique d'une étoile à neutrons est assez intense, donc avoir quelque chose d'encore plus puissant est assez étonnant. Pour vous donner une idée de ce dont il s'agit, voici quelques faits. Le champ magnétique de la Terre est d'environ 0,5 Gauss (c'est l'unité de mesure des champs magnétiques). Un aimant de réfrigérateur typique a une force d'environ 100 Gauss. Le champ magnétique du Soleil a une force d'environ quelques milliers de Gauss (rappelez-vous toutes ces taches solaires). Une étoile à neutrons a un champ magnétique d'une intensité d'environ 10 12 Gauss. Un magnétar a une intensité de champ magnétique environ 100 fois supérieure à celle-ci, environ 10 14 Gauss. En juin 2002, le champ magnétique le plus fort pour l'une de ces choses a été annoncé - étant plus de 10 à 15 fois plus fort que le champ magnétique de la Terre. Le champ magnétique d'un magnétar est si puissant qu'il peut faire craquer et éclater la croûte de l'étoile de temps en temps. Cela produirait ce qui est essentiellement un tremblement d'étoile, qui peut être une source de rayons gamma. À ce stade, les magnétars sont assez rares, car ils semblent ralentir relativement rapidement et perdre de l'énergie rapidement. Seule une poignée de ces bêtes ont été découvertes jusqu'à présent.

La découverte la plus récente d'un objet étrange est quelque chose que l'on peut appeler une étoile étrange - vraiment, c'est comme ça qu'elle s'appelle. Vous pouvez également les appeler Quark Stars. Qu'est-ce que c'est? Vous vous souvenez que les naines blanches sont des étoiles où les atomes sont emballés aussi étroitement que possible et les étoiles à neutrons sont où les neutrons (un morceau d'atome) sont emballés aussi étroitement que possible. Si vous décomposez un neutron (ou un proton), vous découvrirez qu'il est composé de quarks . Que se passe-t-il si vous avez un objet tellement compressé que les morceaux d'atomes (comme les neutrons et les protons) sont décomposés en leurs plus petits morceaux et que ces morceaux constituent l'étoile ? Dans ce cas, vous auriez un Quark Star. Deux groupes d'astronomes ont annoncé en 2002 la découverte de possibles étoiles à quarks - des objets observés comme étant trop petits et trop froids pour être des étoiles à neutrons. Alors qu'une étoile à neutrons typique devrait avoir un diamètre d'environ 20 km, celles-ci étaient encore plus petites.

Les magnétars et les étoiles Quark sont deux cas extrêmes d'étoiles à neutrons, bien qu'il semble qu'elles soient assez rares à ce stade. Il y a un débat quant à savoir s'ils existent réellement que peut-être les astronomes se sont trompés dans leurs chiffres. Vous n'aurez qu'à attendre et voir.

Figure 15. Une comparaison de la taille de la plage de taille théorique des étoiles à neutrons (17-23 miles), de la plage de taille théorique des étoiles à quarks (10-17 miles) et de l'étoile à quarks possible récemment découverte, RX J1856-3734. La largeur de cet objet (environ 12 miles) est similaire à la distance entre Cedar Falls et Waverly. Sa masse, cependant, est probablement de l'ordre de 1,5 masse solaire.

Les objets comme les magnétars peuvent être incroyablement violents, comme en témoigne l'éruption spectaculaire qui s'est produite le 27 décembre 2004. Vous vous en souvenez, n'est-ce pas ? L'énergie du magnétar SGR 1806-20, qui n'est qu'à 50 000 années-lumière, a été observée ce jour-là, et cette libération d'énergie, qui a duré environ 10 secondes, était plus lumineuse que la Pleine Lune ! Vous vous souvenez sûrement d'avoir vu ça ? Eh bien, non, vous ne l'avez pas vu, puisque l'énergie était principalement sous forme de rayons gamma. Mais même si l'éruption n'était pas visible à nos yeux, elle a été détectée par le Rapide satellite ainsi que d'autres télescopes. L'énergie était équivalente à l'énergie libérée par notre Soleil sur 150 000 ans. Ce n'est que récemment que les astronomes ont détecté des sursauts encore plus puissants que celui-ci (voir l'article à ce sujet ici). Très probablement, ce sera l'un de ces records qui seront battus encore et encore.

Les explosions de rayons gamma sont si énergiques qu'elles peuvent être observées à de grandes distances, et comme cela a été décrit précédemment, nous ne savons toujours pas comment elles sont produites. En septembre 2005, un sursaut a été enregistré, qui s'est avéré plus tard provenir d'un objet situé à 13 milliards d'années-lumière - et au cas où vous vous le demanderiez, il s'agit de l'un des objets les plus éloignés jamais observés. Cette explosion particulière, appelée GRB 050904, a été détectée par le Rapide satellite, et était une rafale de très longue durée. En général, nous pensons que ce sursaut gamma s'est produit lorsqu'une des premières étoiles très massives est morte et a formé un trou noir - peut-être l'un des premiers trous noirs créés dans l'Univers !

Certains scientifiques pensent que les explosions de magnétars ou de supernovae ont pu altérer ou, dans certains cas, anéantir la vie sur Terre dans le passé. Voici une étude récente de certaines personnes qui relient une extinction de masse survenue 450 millions d'années à un grand sursaut de rayons gamma. De tels événements peuvent gravement endommager la couche d'ozone et entraîner de fortes perturbations de la chaîne alimentaire. Bien sûr, ce ne sont que des spéculations, mais cela vous amène à vous demander ce qui se passerait si l'une de ces choses se déroulait à proximité aujourd'hui.

Le domaine de l'astronomie des rayons gamma est relativement nouveau et les astronomes ne sont pas exactement sûrs de la ou des causes de ces sursauts gamma. Comme mentionné précédemment, il existe plusieurs causes possibles, notamment une explosion massive d'hypernovae, ou la collision d'objets comme des étoiles à neutrons, ou des trous noirs et des étoiles à neutrons (cliquez ici pour voir une animation montrant un trou noir déchiquetant et engloutissant une étoile à neutrons). En général, on pense que le résultat final des sursauts gamma sont des trous noirs, mais c'est quelque chose sur lequel les astronomes travaillent toujours, alors restez à l'écoute.


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