L'instrument Gravity confirme des prédictions de la relativité générale aux abords du trou noir super-massif au centre de la Galaxie

jeudi 26 juillet 2018

Sagittarius A* (Sgr A*) est situé, au cœur de notre galaxie, à 26 000 années-lumière de la Terre. D'une masse équivalente à quatre millions de fois celle du Soleil, ce trou noir est entouré d'un amas d'étoiles – les étoiles S – qui atteignent des vitesses vertigineuses lorsqu'elles s'en rapprochent. La relativité générale décrit l'influence de la matière sur le mouvement des astres, et ici plus particulièrement l'influence du trou noir sur les étoiles qui l'entourent. Dans ce contexte, les étoiles de Sgr A* constituent un laboratoire idéal pour tester la théorie de la relativité générale d'Einstein, celles-ci se trouvant dans le champ gravitationnel le plus intense de la Galaxie.

Trois instruments du VLT, NACO, SINFONI, et plus récemment Gravity, ont permis aux astronomes de suivre une étoile particulière du système de Sgr A*, nommée S2, avant et après son passage au plus près du trou noir, le 19 mai 2018. La précision atteinte par Gravity a été de 50 microsecondes d'angle, soit l'angle sous lequel une balle de tennis posée sur la Lune serait vue depuis la Terre. Avec cette précision, le mouvement de S2 a pu être détecté heure par heure au plus près du trou noir. Lorsque S2 est passée à seulement 120 fois la distance Terre-Soleil de Sgr A*, sa vitesse orbitale a atteint 8000 km/s, soit 2,7 % de la vitesse de la lumière. Ces conditions sont suffisamment extrêmes pour que l'étoile S2 subisse les effets de la relativité générale.
Les mesures déjà effectuées par NACO et SINFONI couplées à la précision de Gravity pour la position de S2 ont permis aux astronomes de mettre en évidence l'effet de rougissement gravitationnel prédit par la théorie d'Einstein. Ce dernier affecte les sources lumineuses soumises à un champ de gravité, ici celui du trou noir. Ce phénomène se traduit par un décalage de longueur d'ondes, détectées par l'instrument de mesure, vers le rouge. C'est la première fois que cet effet est mesuré pour le champ gravitationnel d'un trou noir.
Ces résultats, en parfait accord avec la théorie de la relativité générale (ils ne peuvent être expliqués par la théorie classique de Newton qui exclut un tel décalage), sont une avancée majeure pour mieux comprendre les effets des champs gravitationnels intenses. La détection des changements de la trajectoire de l'astre sous l'effet de la gravité est attendue dans quelques mois et pourrait apporter des informations sur la distribution de masse autour du trou noir.


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Notes :
1Gravity est un instrument de deuxième génération du VLTI, l'interféromètre du VLT. Son développement résulte d'une collaboration entre :
- l'Institut Max Planck pour la physique extraterrestre (MPE, Garching, Allemagne)
- le Laboratoire d'études spatiales et d'instrumentation en astrophysique (LESIA, Observatoire de Paris-PSL/CNRS/Sorbonne Université/Université Paris Diderot)
- l'Institut de Planétologie et d'Astrophysique de Grenoble (IPAG, Université Grenoble Alpes/CNRS)
- l'Institut Max Planck pour l'astronomie (MPIA, Heidelberg, Allemagne)
- l'Université de Cologne (Allemagne)
- le Centre d'astrophysique et de gravitation (CENTRA, Lisbonne et Porto, Portugal)
- l'Observatoire Austral Européen (ESO, Garching, Allemagne)

Références :
« Detection of the Gravitational Redshift in the Orbit of the Star S2 near the Galactic Centre Massive Black Hole », GRAVITY Collaboration, Astronomy & Astrophysics, juillet 2018. Doi : 10.1051/0004-6361/201833718

Contacts :
Guy Perrin, chercheur Observatoire de Paris l guy.perrin@obspm.fr l T 01 45 07 79 63

Karine Perraut, chercheuse Observatoire des sciences de l'Univers de Grenoble l karine.perraut@univ-grenoble-alpes.fr l T 04 76 63 55 15

Thibaut Paumard, chercheur CNRS l T 01 45 07 75 45 l thibaut.paumard@obspm.fr



Presse CNRS l Juliette Dunglas l T 01 44 96 51 51 l T 01 44 96 46 34 l juliette.dunglas@cnrs.fr

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Les supernovas


Spectaculaires mais rares, les supernovas sont des explosions cataclysmiques des étoiles les plus massives.

Publié le 10 décembre 2015


Pour que les nouveaux éléments synthétisés au cœur de l'étoile enrichissent l'Univers, encore faut-il qu'ils se répandent dans le milieu interstellaire.

DES ÉTOILES…
Les étoiles dont la masse est à peu près dix fois supérieure à celle du Soleil entretiennent tout d’abord la fusion de l’hydrogène en hélium pendant quelques millions d’années. À la fin de cette période, l’épuisement de l’hydrogène conduit à la contraction gravitationnelle du cœur jusqu’à ce que la température soit suffisamment élevée pour amorcer la fusion de l’hélium en carbone et en oxygène, pendant que l’hydrogène continue sa fusion dans une couche entourant le cœur. Après environ un million d’années, l’hélium s’épuise à son tour et la contraction du cœur permet la fusion du carbone en néon et en sodium, pendant dix mille ans. Suivent ensuite la fusion du néon en oxygène et en magnésium (qui dure une dizaine d’années), puis celle de l’oxygène en silicium et en soufre (pendant quelques années). Finalement, une semaine suffit à transformer le silicium en fer. L’apparition de ce dernier marque le début d’un processus qui aboutira à la destruction de l’étoile.
Le noyau du fer étant le plus lié (son énergie de liaison étant la plus forte), sa combustion ne permet pas de produire l’énergie que l’étoile rayonne inexorablement par sa surface.
Une fois le silicium épuisé et le fer formé, la contraction du cœur reprend, mais, cette fois, la température est si forte que les photons peuvent briser les noyaux de fer. La disparition d’une partie de l’énergie lumineuse diminue la pression centrale et précipite l’effondrement du cœur, attisé par la capture des électrons par les noyaux transformant les protons en neutrons. Cette réaction nucléaire s’accompagne d’une émission de neutrinos, qui emportent la phénoménale quantité d’énergie potentielle gravitationnelle dégagée par la contraction.
En quelques dixièmes de seconde, la matière atteint l’incroyable densité d’un million de tonnes par centimètre cube, l’équivalent d’une plate-forme pétrolière compactée dans le volume d’un dé à coudre !

…AUX SUPERNOVAS
Le cœur de l’étoile, désormais constitué de neutrons, se réduit à une petite sphère d’une dizaine de kilomètres de diamètre : une étoile à neutrons vient de se former, sur la surface rigide de laquelle le reste de l’étoile en effondrement vient s’écraser. La violente compression qui en résulte produit une onde de choc qui remonte à travers les couches externes de l’étoile. Son passage chauffe la matière à des températures supérieures au milliard de degrés et provoque des réactions de fusion qui produisent des éléments lourds, notamment du nickel et du cobalt radioactifs. Quand l’onde de choc atteint la surface, la température s’élève brutalement et l’étoile entière explose, éjectant les éléments qui la composent à des vitesses pouvant atteindre plusieurs dizaines de milliers de kilomètres par seconde. Cet événement, appelé « supernova », marque la mort d’une étoile massive.
Ressource multimédia


Explosion de la Supernova SN2014J

La supernova SN2014J a explosé en 2014. Grâce aux observations du satellite Integral, de l’ESA, qui détecta les rayons gammas des éléments radioactifs synthétisés durant l’explosion, les astrophysiciens ont eu la preuve que ce type de supernova est bien dû à l’explosion d’une naine blanche accrétant de la matière d’une étoile compagnon.

Cette séquence de vues d’artiste représente ces différentes étapes. L’image 1 montre une naine blanche, étoile dont la masse est voisine de celle du Soleil mais comprimée dans un volume équivalent à celui de la Terre, qui capte la matière d’une étoile compagnon.

Les mesures du satellite Integral suggèrent qu’une ceinture de gaz entoure l’équateur de la naine blanche (image 2).

Cette ceinture gazeuse détone (image 3) et déclenche l’explosion de l’étoile en supernova (image 4). La matière transformée par l’explosion entre en expansion rapide (image 5) et finit par devenir transparente aux rayons gammas (image 6).

ENRICHIR L’UNIVERS
L’influence des supernovas sur le milieu interstellaire se fera sentir pendant des millions d’années, car cette explosion propulse les noyaux synthétisés durant toute la vie de l’étoile, ainsi que ceux qui furent produits lors du passage de l’onde de choc.
Petit à petit, les supernovas enrichissent ainsi le milieu interstellaire en nouveaux noyaux, qui entreront dans la composition de futures étoiles et de leurs éventuelles planètes.
Absents au début de l'Univers, ces noyaux lourds ne représentent aujourd'hui que 2 % des atomes de matière. Les noyaux rencontrés sur Terre sont quasiment tous issus de la nucléosynthèse stellaire, et le fer ne provient que des supernovas.
Les chercheurs ont longtemps cru que les supernovas offraient les bonnes conditions pour former les noyaux plus lourds que le fer, au moment de l’explosion, lorsque des noyaux lourds sont exposés à un intense flux de
neutrons.
Selon la masse initiale de l’étoile, l’implosion du cœur de fer laisse subsister un objet compact nommé étoile à neutrons. Des modèles développés ces dix dernières années suggèrent que la formation des éléments les plus lourds, comme l'or, nécessite la rencontre de deux étoiles à neutrons pour former un trou noir. Cet événement se manifeste par l’émission d’un flash de rayonnement gamma durant une fraction de seconde, un « sursaut gamma » si puissant qu’il est observable jusqu'à des distances cosmologiques.
La formation de l’or, et plus généralement des noyaux plus lourds que le fer, passerait donc par l’évolution d’étoiles beaucoup plus massives que le Soleil dont l’explosion donne naissance à des étoiles à neutrons, puis par la coalescence explosive de ces étoiles à neutrons en un trou noir. On comprend pourquoi l’or est cher : il est rare et l’Univers a beaucoup peiné pour le produire !

Nous sommes tous constitués
de poussières d’étoiles.
LES DIFFÉRENTS TYPES DE SUPERNOVAS
À la classification spectroscopique traditionnelle (avec ou sans hydrogène dans le spectre) s’est substituée récemment une distinction physique caractérisant le mode d’explosion : thermonucléaire ou gravitationnel.

Les supernovas thermonucléaires
Lorsque deux étoiles cohabitent, elles tournent autour de leur centre de gravité commun en un système binaire.
Les supernovas thermonucléaires surviennent dans les systèmes binaires formés d’une géante rouge en fin de vie et d’une naine blanche. La matière de la première peut tomber sur la seconde ; lorsque la masse de la naine blanche atteint 1,4 fois celle du Soleil, elle devient instable, s’effondre et explose.
Toute la matière est dispersée dans l’espace, il ne reste rien au centre de la supernova.

Les supernovas gravitationnelles
Une supernova gravitationnelle correspond à l’explosion d’une étoile massive en fin de vie. L’implosion de son cœur, devenu instable au moment de la combustion du silicium en fer, est rapidement suivie de l’expulsion de son enveloppe. Cet effondrement gravitationnel central libère une fabuleuse énergie (des milliards de fois supérieure à la luminosité de notre Soleil !), essentiellement sous forme de neutrinos. Seul un dix millième de l’énergie totale se manifeste sous forme de lumière visible.

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PHYSIQUE

Découverte du champ magnétique le plus puissant jamais observé dans l'Univers

Par Marine Benoit le 18.07.2022 à 19h00

Ecouter 4 min.
Un champ magnétique d'une puissance encore jamais observée dans l'Univers - l'équivalent de un million de milliards de fois celui de la Terre - a été mesuré par une équipe d'astronomes chinois. Cette dernière l'attribue à un magnétar présent dans notre galaxie.

Illustration d'une étoile à neutrons intensément magnétique - un magnétar - qui émet un puissant éclat de rayons X.

NASA’S GODDARD SPACE FLIGHT CENTER/CHRIS SMITH (USRA)
1,6 milliard de Tesla ! Il s’agit de la puissance du champ magnétique de surface la plus forte jamais enregistrée dans l’Univers connu. Ce champ magnétique record émane de ce que l'on appelle un magnétar ultralumineux à rayons X – plus précisément de l’étoile à neutrons Swift J0243.6+6124 -, qui est en train de cannibaliser un autre pulsar avec lequel il forme un (mortel) tandem. Il bat ainsi de 600 millions de Tesla le précédent record, attribué en 2020 au pulsar GRO J1008-57, et équivaut à un million de milliards de fois le champ magnétique de la Terre.  

Ces résultats, obtenus conjointement par l’Institut de physique des hautes énergies (IHEP) de l'Académie chinoise des sciences et par le Centre Kepler de physique des particules et d'astrophysique de l'Université de Tübingen (IAAT), ont été obtenus grâce au Hard X-ray Modulation Telescope (HXMT) ou instrument Insight-HXMT, un satellite chinois lancé en juin 2017 pour en apprendre plus sur les étoiles à neutrons, les trous noirs, les sursauts gamma et tout autre phénomène émettant des rayons X et gamma. Les conclusions des chercheurs ont été publiées le 28 juin 2022 dans la revue Astrophysical Journal Letters.

Les magnétars, objets rares
Les magnétars sont souvent décrits comme les "aimants les plus puissants de l'Univers". Il s’agit plus précisément d'étoiles à neutrons en rotation qui puisent leur énergie de champs magnétiques extrêmement puissants, les plus intenses de l'Univers. Ils sont beaucoup plus rares que les pulsars (un autre type d’étoiles à neutrons), et nous n'en dénombrons que quelques-uns dans notre galaxie.
Lorsque les étoiles à neutrons naissent lors de l'explosion en supernova d'une étoile massive, ces particules chargées peuvent brièvement créer un puissant champ magnétique. Dans les étoiles à neutrons "classiques", le champ magnétique disparaît rapidement en raison de toute la physique complexe qui se produit dans l'explosion. Mais chez certaines étoiles à neutrons, le champ magnétique "se bloque" avant que cela ne se produise. Dès lors, l'étoile à neutrons enfin révélée devient un magnétar.


Les traces d'un festin comme outil de mesure
Notre Swift J0243.6+6124, lui, est plus qu'un "simple" magnétar. Non seulement, il réside dans notre Voie lactée, mais il désigne en réalité un système binaire à rayons X d'étoiles à neutrons, un objet des plus extrêmes composé d'une étoile à neutrons et de son étoile compagnon. Sous l'effet de la colossale force gravitationnelle de l'étoile à neutrons, le gaz de l'étoile compagnon tombe vers l'étoile à neutrons, formant un disque d'accrétion. En "glissant" le long de lignes magnétiques jusqu’à la surface de l’étoile à neutrons, le plasma du disque d'accrétion s’enflamme alors, libérant de puissants rayons X qui, avec la rotation de l'étoile, se traduisent par des signaux périodiques de pulsation de rayons X (d'où le nom de "pulsar d'accrétion de rayons X" pour ces objets).
Dans le spectre de ces rayons X, les astronomes ont trouvé une ligne d'absorption causée par les électrons qui éliminent les rayons X et qui ne peuvent se comporter ainsi que s'ils sont alimentés par un champ magnétique. C'est donc grâce à cette observation qu'ils ont pu mesurer directement l'intensité du champ magnétique.

Cette ligne d’absorption a fini par révéler une énergie allant jusqu'à 146 keV, ce qui correspond à un champ magnétique de surface de plus de 1,6 milliard de Tesla. Il s'agit non seulement du champ magnétique le plus puissant directement mesuré dans l'Univers à ce jour, mais aussi de la première détection d'une ligne d'absorption de cyclotron électronique dans une source de rayons X ultralumineux, fournissant une mesure directe du champ magnétique de surface de l'étoile à neutrons. À bon entendeur, les magnétars : un nouveau record de puissance est à battre.

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Les planètes

Publié le 19 avril 2017

Notre système solaire comporte 8 planètes et notre galaxie vraisemblablement des milliards. Les planètes sont des boules de matière et de gaz qui gravitent autour d’une étoile. Elles sont classées en différentes familles. Les plus brillantes ont été observées depuis toujours par l’Homme. Les scientifiques cherchent à observer des planètes toujours plus lointaines et peut être habitables.

QU’EST-CE QU’UNE PLANÈTE ?
Une planète est un corps céleste de forme sphérique qui tourne autour d’une étoile (appelée étoile hôte) sans rencontrer d’autres corps sur son orbite.

COMMENT SE FORMENT LES PLANÈTES ?
Les planètes se créent à partir de poussières et de gaz présents autour d’une étoile dans ce que l’on appelle le disque d’accrétion « proto-planétaire ».  Les particules de poussière de ce disque s’agglomèrent progressivement sous l’effet des forces électrostatiques. Ce sont ces mêmes forces qui rassemblent les poussières en « moutons » dans nos maisons. Plus tard, la force de gravité prend le relais pour agglomérer les éléments plus massifs (de plusieurs centaines de mètres de diamètre). Un corps solide devient une planète lorsqu’il atteint une masse critique qui lui confère une forme sphérique. Si la masse de la planète dépasse environ 10 fois la masse de la Terre,  les gaz à proximité vont progressivement être attirés vers la planète créant ainsi une planète géante.


HISTOIRE DE LA DÉCOUVERTE DES PLANÈTES
Depuis toujours l’Homme s’est intéressé à la voûte céleste. Il distingue d’abord les planètes les plus brillantes des étoiles. Cette différenciation s'est faite rapidement car les planètes ont un mouvement périodique très régulier dans le ciel, tandis que les étoiles restent fixes. De plus, leur apparence diffère des comètes (petits objets célestes constitués de roches et de glaces) qui présentent une queue caractéristique lorsqu'elles s'approchent du soleil. Parmi les astres les plus brillants du ciel la nuit se trouvent 5 planètes de notre système solaire visibles à l’œil nu : Mercure, Vénus, Mars, Jupiter et Saturne.
Certaines planètes de notre système solaire sont restées inconnues plus longtemps car invisibles à l’œil nu. En 1781, William Herschel, un astronome britannique, découvre Uranus à l’aide d’un télescope très performant de son invention. En 1846, c’est Neptune qui est découverte par l’équipe d’Urbain Le Verrier, astronome et mathématicien français, suite à des calculs pour déterminer la position de l’astre par rapport à Uranus.
Il faut attendre Michel Mayor et Didier Queloz, deux astrophysiciens suisses, pour la découverte, en 1995 à l’Observatoire de Haute-Provence, de la première exoplanète (planète en dehors du système solaire) qu’ils appelleront 51 Peg b (ou Dimidium) du système de l’étoile 51 Peg (ou Helevetios).


LES DIFFÉRENTS TYPES DE PLANÈTES
Selon leurs caractéristiques, les scientifiques ont établi deux grandes familles de planètes :
Les planètes telluriques
Ces planètes, dont la surface est solide, sont constituées principalement de roches et de métaux. Dans le système solaire, ce sont, par ordre de taille et de masse, Mercure, Mars, Vénus et la Terre.


Les planètes telluriques dont la masse dépasse le double de la masse de la Terre sont appelées des « super terres ». Elles sont les planètes telluriques les plus abondantes dans l'Univers mais notre système solaire n'en compte aucun.

Les planètes gazeuses
Ces planètes sont constituées d’une proportion importante de gaz et contiendraient (selon certaines théories) un cœur solide de roches et de glaces autour duquel le gaz est maintenu.
On parle de planètes géantes car leur diamètre est très grand. Par exemple, dans le système solaire, leur diamètre va d’environ 49 500 km pour Neptune jusqu’à environ 143 000 km pour Jupiter soit un diamètre 9,4 fois plus important que la Terre. Dans notre système solaire, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune sont des planètes géantes.

Parmi les planètes telluriques et gazeuses, il existe deux sous-catégories de planètes :
*         Les planètes avec satellites
Lorsqu’un corps céleste est en orbite autour d’une planète, il est alors nommé satellite. La Terre possède un satellite : la Lune.  D’autres planètes comme Jupiter ou Saturne en possèdent plus de cinquante chacune.
*         Les planètes à anneaux
*         Les anneaux sont composés de grains de glace (de 1mm à 10 mètres de diamètre) qui entourent certaines planètes. Ils sont le résultat de l'équilibre entre la force de gravité des grains qui s’attirent et la force de marées de la planète qui va les empêcher de se rassembler pour former, par exemple, des satellites.


Qu'est-ce qu'une planète naine ?
Une planète naine tourne autour d’une étoile, est de forme sphérique mais n'a pas éliminé tout corps susceptible de se déplacer sur une orbite proche. Par exemple Pluton, initialement considérée comme la 9e planète du système solaire, forme un système binaire avec sa lune Charon et a été catégorisée en 2006 comme planète naine sous le nom 134 340.

Quelle est la différence entre une étoile et une planète ?
Contrairement aux planètes, les étoiles produisent de la lumière car ce sont d’énormes boules de gaz brulantes (composées essentiellement d’hydrogène et d’hélium). Elles sont également beaucoup plus grosses et massives que les planètes qui tournent autour d’elles. Par exemple le Soleil a une masse de 332 946 fois la Terre.
*             Pour savoir plus, consultuer "L'essentiel sur les étoiles"

COMMENT DÉTECTE-T-ON LES PLANÈTES ?
Pour détecter les planètes, les chercheurs peuvent utiliser plusieurs méthodes en fonction de la distance qui les sépare de l’objet céleste.
Les planètes du système solaire sont visibles à l’œil nu ou à l’aide de télescopes la nuit grâce au reflet de la lumière du Soleil sur leur surface.
Pour les exoplanètes, la méthode de détection est différente car elles se situent à plusieurs années lumières. Comme des détectives, les scientifiques vont alors rechercher des empreintes révélant l’existence d’exoplanètes en analysant la lumière des étoiles. Il existe deux moyens principaux :

*         Par l’observation de la vitesse radiale, c’est-à-dire en observant les variations de vitesse de l’étoile dans la direction de l’observateur. Lorsqu’une planète tourne autour d’une étoile, celle-ci fait varier la vitesse de son étoile hôte. En regardant les variations de vitesse de l’étoile, il est alors possible de calculer la masse de la planète qui gravite autour mais aussi de connaître la période de révolution de la planète.

*         Par l’observation des variations du flux lumineux de l’étoile au cours de l’orbite de la planète (méthode des transits ). En effet, lorsque la planète passe devant l’étoile, un phénomène d’éclipse partielle se produit. Elle masque une partie de l’étoile et le flux lumineux diminue en proportion du rayon de la planète que l’on peut donc calculer.

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