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Plan de la présentation Introduction : - Qest-ce quun trou noir? - Trou noir stellaire - Trou noir supermassif Historique Deux expériences: 1)La masse.

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2 Plan de la présentation Introduction : - Qest-ce quun trou noir? - Trou noir stellaire - Trou noir supermassif Historique Deux expériences: 1)La masse du trou noir supermassif 2)La rotation du trou noir supermassif Le mystère des étoiles "S Futur

3 Introduction Relativité Générale dEinstein : « Tout corps ayant une masse déforme lespace-temps autour de lui » "Trou" Quest-ce quun trou noir? « Point de densité infinie qui courbe lespace-temps de telle manière à ce que rien ne puisse séchapper de son champ gravitationnel. »

4 Noir : Même la lumière nen réchappe pas ! Horizon des événements limite de non-retour Rayon de Schwarzschild: Un trou noir est invisible! Observations indirectes

5 Trou noir stellaire: Provient de leffondrement dune étoile très massive Limite caractéristique: trou noir Evolution vers le trou noir stellaire: 1)Equilibre stellaire: champ gravitationnel pression de radiation 2)Epuisement du carburant pression de radiation et gravité 3)Instabilité explosion en supernova 4)Contraction infinie du cœur de létoile trou noir stellaire Nébuleuse du crabe

6 Trou noir supermassif: Se trouve au centre de la plupart des galaxies Masse = millions – milliards de fois la masse solaire Volume < système solaire Rayonne comme plusieurs centaines de galaxies formation inconnue hypothèse Limite trou noir stellaire trou noir supermassif: TN TNS pour M > 1 million * Msoleil Le plus connu: Quasar : - Objet très brillant au centre dune galaxie - Emet 10 billions de fois lénergie solaire par seconde - Source dénergie vient du trou noir supermassif qui le constitue Vue dartiste dun quasar

7 Historique 1783 : John Michell invente le concept dun corps si massif que même le lumière ne pourrait sen échapper : Albert Einstein publie sa Relativité Générale : Karl Schwarzschild prédit lexistence des trous noirs à partir de la relativité générale dEinstein : Le terme « trou noir » est employé pour la première fois par John A. Wheeler. Le centre galactique est invisible en lumière visible il faut lobserver avec dautres types de rayonnements 1967 : Martin Rees et Donald Lynden-Bell prédisent que sil existe un trou noir au centre de la Voie Lactée, il doit émettre dans le domaine radio.

8 1974 : Détection du rayonnement radio du centre galactique (Radio télescope Green Banck aux USA) source brillante et compacte! Robert Brown la baptise SgrA* Very Large Array (USA) (4° x 4° ~2000 a.l.)

9 2001 : Le télescope spatial Chandra détecte pour la première fois un flash de rayonnements X proche de SgrA*. Le flash a duré 2 heures avec un pic rapide de 10 min. de la matière est absorbée objet compact de taille < distance Terre - Soleil SgrA* 10 a-l 1,6 (~12 a-l)

10 : Télescope au sol (VLT, Keck) observent les étoiles autour de SgrA* rotation trop rapide ! 150 fois plus de matière invisible que de visible dans la région de SgrA* 2002 : Létude dune étoile en particulier (S2) déduction de la masse de SgrA*

11 2002 (suite) : Le télescope spatial Integral est mis en orbite observe le rayonnement gamma du centre galactique

12 Deux expériences 1)La masse de SgrA* Idée : Observer le mouvement détoiles à proximité de SgrA* et en déduire la présence ainsi que la masse du supposé trou noir supermassif. Chercheurs: Equipe internationale dirigée par Rainer Schödel et Reinhard Genzel travaillant à linstitut Max Planck pour la physique extraterrestre (MPE) à Garching en Allemagne Observation du mouvement de "S2" par imagerie infrarouge de grande précision. R. Schödel R. Genzel

13 Instrumentation : En 2001, linstrument NACO fut installé sur Yepun (VLT de lESO) NACO est composé de 2 sous-systèmes: - NAOS (Nasmyth Adaptative Optics System)

14 – CONICA (COudé Near Infrared CAmera) Haute résolution angulaire : 0.01 (dans linfrarouge proche) Le domaine de longueurs donde de rayonnements IR est entre nm : La caméra CONICA est optimisée pour le domaine IR car le système doptique adaptative est limité à cette bande pour linstant NACO donne des résultats 20 fois plus sensibles et 3 fois plus précis quauparavant. Il permet de différentier les étoiles qui nous paraissaient jusqualors ne faire quun !

15 Observations : Printemps 2002 : S2 est passée à moins de 17 heures-lumière de SgrA* (~3 fois la distance Soleil-Pluton) Grâce à NACO, les images récoltées ont permis de voir très précisément la trajectoire de S2. Les astrophysiciens ont été témoin du passage de S2 à son péricentre. La synthèse des mesures (de 1992 à 2002) a donné lieu à un résultat incroyable: S2 tourne autour de SgrA* avec une orbite képlérienne !

16 Résultats de Mouvement propre de S2 Détermination de 2/3 dune orbite unique Mouvement dans la ligne de visée Données sur S2: -Masse = 15 *Msoleil -Période : 15,2 ans -Demi-grand axe : 5,5 jours-lumière -Orbite képlerienne avec SgrA* à un des deux foyers -Vitesse au péricentre : km/s (~ 200 fois v(Terre) = 25 km/s) Vitesse à lapocentre : 8 fois plus faible ~ 625 km/s -Distance au péricentre : 17 heures-lumière! (~124 UA) et celle à lapocentre : ~ 10 jours-lumières orbite très excentrique : 0.87 (Orbite de la Terre = 0,017)

17 Analyse des résultats: Trajectoire de S2 déduction de la masse de SgrA* 3ème loi de Kepler: Avec [P] = années[a] = UA[M] = Msoleil

18 Application: masse de SgrA* masse de S2 Véritables résultats:- M = ( ) millions de Msoleil - Dans un volume délimité par lorbite de S2 (17 h-l) Avantages de la méthode orbitale: - Déduction de la masse à partir dune unique trajectoire - Nécessite peu dhypothèses évite les effets systématiques - Très simple !

19 Suppositions sur la nature de SgrA*: M (trouvée) – M (étoiles) – M (gaz) masse ponctuelle de (2,6 0.2) Msoleil dans volume = Rs = 26 sec-lumière Hypothèses: -Amas détoiles à neutrons / trous noirs stellaires : fortement improbable -Boule de fermions lourds (neutrinos, gravitons,…) : P(S2) = 37 ans incompatible avec les résultats -Etoile de bosons : possible mais improbable -Trou noir supermassif : reconnue comme étant la plus probable !

20 Distribution de masse : potentiel dune masse ponctuelle Distribution de masse dans le centre galactique

21 La rotation de SgrA* : Découverte le 9 mai 2003 : Léquipe de Genzel et Schödel est témoin de puissants flashs infrarouges à proximité de SgrA*. Première fois quon voit lagonie de matière tombant dans un trou noir Instruments : NACO en 3 bandes : H (1,65 μm), Ks (2,16 μm), L (3,76 μm)

22 Observation: 9 mai 2003 à 6h59min24s : 1er flash en IR (bande H) à quelques mas (h-l) du trou noir supermassif: - Intensité a augmenté dun facteur 6 - Durée de 30 minutes Juin 2003: 2 autres flashs sont détectés (bande Ks): - Intensité a augmenté dun facteur 3 - Durée de minutes Périodicité de 16,8 2 minutes ! Un 4ème flash est retrouvé dans les archives de NACO le 30 Août 2002 (bande L): - Intensité a augmenté de 70 %

23 Courbes de lumière des différents flashs IR

24 Analyse des données: Processus théorique: 1) Matière capturée par le trou noir 2) Elle tourne de plus en plus vite 3) Elle séchauffe et rayonne dans lIR. Flashs proviennent de la zone daccrétion à moins de 10 Rs (~ 5 min-lum.) de SgrA*. juste après la dernière orbite stable Période de 17 minutes peut être identifiée à la fréquence orbitale fondamentale du trou noir. trou noir statique : 27 minSgrA* : 17 min Le trou noir a un spin ! Conclusion des expériences: Trou noir est caractérisé par 3 paramètres : sa masse, son spin et sa charge. 2 sur 3 sont connus !

25 Le mystère des étoiles S Étoiles S : Amas des 17 étoiles les plus proches de SgrA*( UA) M : masses solaires Mesures de Keck + VLT étoiles S sont brillantes et jeunes : moins de 10 millions dannées ! Rappel: étoiles massives brûle rapidement leur carburant. Problème: Etoiles trop jeunes pour flirter avec un trou noir !

26 Différentes hypothèses : 1)Elles se sont formées près du trou noir supermassif. Impossible : champ de gravitation est tel quil déchire les nuages proto-stellaires (pour y résister : densité de milliards de part/cm^3 !) 2)Elles ont migré. Impossible : voyage en moins de 10 millions dannées Mais frottements qui produit la chute de létoile empêche excès de vitesse! Possible pour un groupe (temps de parcours α 1/M) Les amas suffisaments massifs peuvent voyager en temps voulus. Personne nen a vu (au moins Msoleil) On en observe que 17 !

27 3)Elles ont été catapultées: destabilisées capturées sur orbite stable Accepte les orbites stellaires orientées aléatoirement Explique la prédominance détoiles massives (plus facilement capturées) Nécessite une grande concentration de trous noirs stellaires 4)Elles se font passer pour des jeunes. Déjà vu: Dans amas globulaires: 2 vieilles étoiles rouges une étoile bleue Il faudrait plusieurs fusions successives Plusieurs fusions rotation rapide observations

28 Géantes rouges à proximité dun trou noir enveloppe arrachée teint juvénile (bleu) Temps de vie surestimé. Si elles existaient,elles ne vivraient que quelques milliers dannées. Or, leur présence date certainement de plus de ans. Conclusion : Aucune explication satisfaisante. Le mystère reste intact !

29 Futur Pour la méthode orbitale: -But: Observer davantage daccélérations et dorbites détoiles proche de SgrA* (invisibles pour linstant) -Interferomètre Large Binocular Telescop, VLT, Keck résolution de quelques milli arcs-seconde ! Permettront dobserver les étoiles entre 10 et 100 Rs (dizaine dh-l) Pour la théorie : Comprendre la formation des trou noirs : - quand ? - comment ? - pourquoi ?

30 Pour le radio: VLBA (Very Large Baseline Array) images radio du centre galactique, de lombre du trou noir Largeur virtuelle ~ diamètre terrestre! ombre

31 Pour le flashs IR et X : - Simultanéité (ou non) des flashs IR et X - Démonstration directe de lexistence de lhorizon Conclusion : Les trous noirs ont un avenir brillant !


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