Le mystère des trous noirs
En 1916, l'astronome allemand Schwarzschild, en s'appuyant sur les travaux d'Einstein, a calculé quelle devrait être la taille d'un astre, pour que la vitesse de libération de celui-ci devienne égale à celle de la lumière. Cette vitesse est une limite que rien ne peut dépasser, d'après la théorie de la relativité. On sait, de plus, que la taille d'une étoile à neutrons diminue avec la masse, parce que la gravitation finit par l'emporter sur la pression de dégénérescence. Si la masse d'une telle étoile augmente, il va donc arriver un moment, appelé limite d'Oppenheimer-Volkoff, où la vitesse de libération de cette étoile va devenir égale à celle de la lumière, et où rien ne pourra plus s'échapper de l'étoile. Remarquons que la cohésion d'une étoile à neutrons dépend également de l'interaction nucléaire forte. Comme le comportement de celle-ci est très mal connu sous forte gravité, la limite d'Oppenheimer-Volkoff n'est pas connue avec précision. . Les effets d'un trou noir Références :
Trou noir.
Un trou noir est une région de l'univers où se concentre une masse tellement compacte qu'il y règne un champ de gravitation extrême. Si l'on s'exprime en termes classiques, on dira qu'à l'intérieur d'un tel objet, l'attraction exercée sur tout corps est telle que pour y échapper il faudrait acquérir une vitesse supérieure à celle de la lumière (et donc recourir à une énergie infinie). L'impossibilité pour aucun corps matériel, mais aussi pour la lumière elle-même de s'extraire d'un tel piège, après y être tombée, explique l'appellation de trou noir, qui a été donnée à ce type d'astre par John Wheeler, en 1967. La définition précédente a le mérite de donner à peu de frais une première intuition de ce qu'il advient dans un trou noir. Mais elle reste inadéquate dans la mesure où un trou noir ne peut être envisagé réellement qu'à partir des notions de la relativité générale, autrement dit selon les concepts de la théorie de la gravitation d'Einstein Comment voir un trou noir?
Un trou noir, qu’est ce que c’est ?
Comment se forme un trou noir, quel est son devenir, comment peut-on les observer, et peuvent-il servir à voyager dans le temps? Bienvenue dans l’espace! Représentation 3D d’un trou noir On sait encore peu de chose sur ces mystérieux trous que l’on trouve dans l’espace. Cependant les recherches avancent et les scientifiques peuvent aujourd’hui émettre de nombreuses théories. Leur existence n’est prouvée que depuis le 20ème siècle, mais déjà au 18ème siècle, John Michell et Pierre-Simon Laplace avaient émit l’hypothèse que de tels « objets » pouvaient exister. Un trou noir se trouve dans l’espace, et attire tout sur son passage, comme un aspirateur géant ultra-puissant. Un trou noir provient de la mort d’une étoile d’ayant une masse importante. Lorsqu’une étoile assez massive arrive en fin de vie, elle va avoir tendance à s’attirer sur elle-même, comme si la Terre était attirée par son propre noyau. Comme son nom l’indique, un trou noir est noir.
Loi de Kepler
1) Troisième Loi de Kepler : La présence d’un trou noir, dont la gravité est hors norme, doit entraîner des perturbations dans son entourage. Notamment, si un trou noir est présent en un certain endroit, les mouvements des étoiles ou du gaz y sont rapides. En effet, plus la masse centrale est importante, plus les étoiles doivent aller vite pour compenser la forte gravitation et rester en orbite. Ainsi, on observe au centre de notre galaxie des astres gravitant autour d’un centre d’attraction à plus de 1000 kilomètres par seconde, alors que le Soleil et son cortège de planètes sont en orbite dans la galaxie à « seulement » 220 kilomètres par seconde. Concrètement, la détection d’un trou noir dans son repère se fonde sur une relation fondamentale déjà connue la loi de Kepler : le carré de la vitesse d’un objet en orbite est proportionnel à la masse du corps attracteur et inversement proportionnel à sa distance. 3ème loi de Kepler : T ² / a ³ = (4 * Pi ² ) / ( G * M )
Un Trou Noir au centre de notre Galaxie ?!
Sommaire Introduction un peu d'histoire morphologie de notre galaxie les lois de Kepler Mesure de la trajectoire d'une étoile Mesure du demi-grand axe Calcul de la masse du trou noir la troisième loi de Kepler étude d'un article scientifique limite de la méthode et du résultat Les images à analyser Introduction Un peu d'histoire Dès 1796, l’idée de « trou noir » a été avancée par John Michell et Pierre-Simon de Laplace. « Un astre lumineux, de la même densité que la Terre, et dont le diamètre serait 250 fois plus grand que le Soleil, ne permettrait, en vertu de son attraction, à aucun de ses rayons de parvenir jusqu'à nous. Cette idée ne fût pas prise au sérieux par les astronomes de l’époque car ils ne disposaient pas de théorie satisfaisante pour décrire ces nouveaux astres. Récemment, les nouvelles techniques d’observation du ciel dans le domaine de l’infrarouge ont permis de voir le centre de notre galaxie, qui est enfoui dans la poussière. Morphologie de notre galaxie Credit: R.
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Sans vouloir vous rappeler Réal Giguère et sa très fameuse émission télé, nous allons ici parler de ces merveilles qui fascinent bien des gens et qui étourdissent lorsqu’on prend conscience de leur taille – les Galaxies ! Notre propre galaxie, la Voie Lactée, est un grand disque qui mesure environ 100,000 années lumières, ou 950 000 000 000 000 000 kilomètres. Notre système Solaire y « gravite » et en fait le tour en 250 millions d’années. Le Soleil se déplace à environ 800,000 km/h et en a déjà fait le tour une vingtaine de fois depuis sa naissance. Cependant, depuis que l’humanité est apparue à la surface de la Terre, nous en avons fait moins qu’un millième de tour – la question se pose, est-ce que l’humanité pourra en faire plusieurs tours ? Le cœur d’une galaxie serait fréquemment un trou noir. Cependant, la présence d’un trou noir peut permettre d’expliquer une partie de la raison pour laquelle autant de matière se retrouve agglomérée dans un espace précis.
