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Si les trous noirs sont sphériques, ne devraient-ils pas absorber la lumière de toutes les directions ? Comment expliquer l'anneau lumineux. qui ressemble plus à un anneau 2D qu'à une sphère ?
On ne peut jamais vraiment voir l'horizon des événements, on voit le gaz qui est sur le point d'entrer dans l'horizon des événements et devient chaud en cours de route. Mais ce gaz a une histoire, il ne tombe pas juste dedans. L'histoire lui donne un moment angulaire, comme l'eau d'une baignoire qui s'écoule. Il s'enroule donc en spirale, ne tombe pas directement, ce qui crée une forme de disque appelée disque d'accrétion. Le disque n'a pas besoin d'être aussi fin qu'une crêpe, mais il est loin d'être sphérique, et cela est encore déformé par la forte gravité (créant les variations de luminosité et la sphère sombre centrale).
Le disque a un trou au centre car à un moment donné, les orbites deviennent instables et tombent rapidement sous l'horizon des événements. On pourrait soutenir que nous ne voyons pas réellement l'horizon des événements où il devient noir, nous voyons la baisse de la densité du gaz où les orbites ne sont plus stables et la spirale lente se transforme en une chute très rapide, mais la façon dont la forte gravité se plie les rayons lumineux sont toujours très importants aussi.
La distorsion par la forte gravité est ce qui fournit le test de la relativité générale qui passionne tout le monde. La forte gravité produit un effet "d'ombre", vous n'avez donc pas besoin de voir le disque d'accrétion d'en haut pour obtenir une noirceur sphérique au centre.
Newton, modèle Kepler et trous noirs
Que vous croyiez en une Terre plate, au modèle héliocentrique ou que vous pensiez que la Terre est un grand dodécaèdre sphérique avec un tout-puissant solénoïde dictant la vie elle-même, les mots de Neil Degrasse Tyson s'appliqueront toujours à vous. « Avoir des connaissances scientifiques, c'est se donner les moyens de savoir quand quelqu'un d'autre est plein de conneries » (Tyson, 2017). Peu importe ce en quoi vous croyez, la science sera toujours en mesure de justifier ses actions, à moins que ce ne soit bien, « conneries ». C'est exactement ce que croyait le physicien du 16 e siècle, Johannes Kepler, lorsqu'il faisait des recherches sur la Terre, la Lune et l'univers dans son ensemble. Ce faisant, il a développé ses 3 lois planétaires du mouvement et est devenu le premier et sans doute le « vrai » astrophysicien de toute l'histoire (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Ce faisant, Kepler a pu apporter l'une des plus grandes contributions jamais apportées à l'astrophysique moderne. Ses lois planétaires du mouvement ont répondu à de nombreuses anomalies que le modèle héliocentrique posait, cependant, elles ont eu du mal à déterminer quelle force de la nature était exercée par le soleil (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Cela est resté une question importante au sein de la société jusqu'en 1687, lorsque le médecin incroyablement égoïste mais talentueux connu sous le nom d'Isaac Newton est entré dans la mêlée. En utilisant les lois du mouvement planétaire de Kepler, Newton a pu dériver ses lois fondamentales pour l'univers et, comme tout mathématicien arrogant qui méprisait la société, il les a nommées d'après lui-même (Isaac Newton : l'homme qui a découvert la gravité, s.d.). La loi créée par Newton a usurpé celles posées par Kepler car elle fonctionnait dans toutes les conditions et a répondu à des questions que Kepler ne pouvait pas, cependant, si nous voulons vraiment voir comment un scientifique arrogant a fait un autre scientifique arrogant, nous devons commencer là où tout a commencé, Kepler's First Loi du mouvement planétaire (Isaac Newton : L'homme qui a découvert la gravité, sd).
En utilisant les données de son défunt mentor, Johannes Kepler a observé la symétrie naturelle de l'univers et a vu que chaque planète n'avait pas une orbite parfaitement sphérique autour du soleil. Cela remettait en question les croyances préconçues de l'époque, car la majorité de la société croyait que les orbites d'une planète suivaient la forme parfaite - un cercle. (National Aeronautics and Space Administration, 2009) En comprenant ce concept, Kepler s'est rendu compte qu'une planète suivait une orbite elliptique par opposition à une orbite sphérique. Cela a changé l'astrophysique dans son ensemble car un cercle a un point focal central alors qu'une ellipse a deux points focaux centraux. Cela signifiait que la distance entre les deux foyers déterminerait à quel point l'orbite d'une planète est elliptique, par opposition à un cercle parfait (High School Physics Explained, 2017). La mesure de la trajectoire elliptique d'une planète est connue sous le nom d'excentricité. Comme le montre la figure 1, Mercure a une orbite plus sphérique que Pluton, ce qui signifie théoriquement que son excentricité devrait être d'une valeur inférieure à celle de Pluton. Ce principe est en effet vrai car Pluton a une excentricité de 0,25, ce qui est supérieur à 0,21 pour Mercure (High School Physics Explained, 2017). Cela s'est avéré être une découverte plutôt accablante car non seulement il considérait que le soleil était au centre du système solaire, mais il s'opposait aux croyances des physiciens traditionnels, cependant Kepler n'a pas cessé d'analyser les données après avoir développé une loi. du mouvement planétaire, il s'est arrêté après sa 3 ème loi. Entrez les 2e et 3e lois du mouvement planétaire de Kepler.
En analysant, calculant et comprenant les données de Tycho Brahe, Kepler a pu conclure que le soleil se trouvait sur l'un des foyers sur l'orbite elliptique d'une planète. (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). A travers cette analyse, il a pu déduire que la vitesse d'une planète n'est pas constante, elle varie en fait en fonction de sa distance au soleil. Cela signifiait que si une ligne était tracée du soleil à la planète, alors la planète balayerait les zones en même temps, quelle que soit sa distance. Considérons la figure 2, elle montre qu'au point le plus proche du soleil, le périhélie, est parcouru en même temps que le point le plus éloigné du soleil, l'aphélie. Cela ne serait pas possible si l'orbite d'une planète était constante, car la plus grande distance équivaudrait à un plus grand temps de trajet. Cette loi inhérente et l'analyse plus poussée des données de Tycho Brahe ont aidé à construire la troisième loi de Kepler, et sans doute la plus grande, la loi des harmonies (Kepler's Three Laws, s.d.)
En l'an 1619, Galilée avait ce qu'on ne peut appeler qu'une « entreprise qui se déhanchait » car il ne pouvait pas comprendre la théorie développée par Kepler (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). La troisième loi de Kepler a cartographié la période d'une planète par rapport à son rayon en déclarant que «le carré d'une période orbitale est proportionnel au cube du demi-grand axe». (Les trois lois de Kepler, s.d.). En testant, analysant et développant davantage ce modèle, Kepler a pu créer une formule qui utilisait les proportions de l'idée pour cartographier les périodes d'orbitales et finalement en déduire la formule suivante
Cette loi est capable de localiser facilement la période de n'importe quel objet local autour d'une planète spécifique. Par exemple si l'on souhaite localiser le rayon de Jupiter par rapport à la période et au rayon de la Terre, on peut utiliser la troisième loi de Kepler
Ces trois lois ont en effet brisé les croyances de l'époque, cependant, un problème avait tourmenté les idées de Kepler, il ne pouvait pas prouver ses découvertes. Les données, les calculs et d'autres recherches avaient montré que la loi de Kepler fonctionnait, mais aucun physicien n'a pu expliquer pourquoi cela fonctionnait ou quelle force maintenait ces planètes sur une orbite elliptique jusqu'à ce qu'Isaac Newton entre dans la mêlée (High School Physics Explained, 2017).
À travers une histoire exagérée de pommes abusives, Newton a pu développer l'idée de la gravité qui a répondu aux questions que les lois de Kepler ne pouvaient pas (Nix, 2015). Grâce à l'interprétation des lois, des données et des calculs de Kepler, Newton a pu étendre sa notion de gravité au mouvement planétaire et a synthétisé ses idées pour répondre aux questions que les lois de Kepler ne pouvaient pas usurper ainsi ses découvertes. Si nous voulons vraiment comprendre comment est le cerveau d'Isaac Newton, nous devons commencer par l'origine. Son livre publié correspondant.
Dans son livre de 1687, Philosophie Naturalis Principia Mathematica, Newton a observé les interrelations entre la masse d'un objet et la force relative exercée par celui-ci (National Aeronautics and Space Administration, 2009) . Ce faisant, il a pu identifier que plus la masse d'un objet était grande, plus la force gravitationnelle exercée était forte. En ayant cette base dans la théorie de la gravité, Newton a pu traiter la lune comme un objet et juxtaposer son accélération avec des objets sur Terre. En comprenant sa première loi du mouvement, les objets en mouvement resteront en mouvement et les objets au repos ont tendance à rester au repos à moins qu'ils ne soient soumis à une force externe, Newton savait que la cause de la trajectoire elliptique était le résultat d'une force externe agissant s'il s'y oppose, il continuerait à voyager en ligne droite (National Aeronautics and Space Administration, 2009). Il a ensuite synthétisé cette idée avec ses connaissances en gravité pour que les objets maintiennent leur orbite en raison de la force centripète de la gravité agissant sur eux à partir d'autres objets (Kepler's Three Laws, s.d.). Ce développement récent a abouti à la formation d'un nouveau modèle où la gravité était une constante et la force dépendait du produit de deux masses qui étaient inversement proportionnelles au carré de la distance entre elles.
Avec cette équation dérivée, Newton a pu calculer la force de gravité agissant entre deux objets de masse. Par exemple, cette formule peut être utilisée pour calculer la force de gravité agissant entre la Terre et la Lune.
La proposition de Kepler selon laquelle le soleil déplaçait les planètes en libérant des "rayons comme des rayons de roue" qui maintenaient les planètes dans leurs orbites était un concept intéressant, mais il n'avait que peu ou pas de support scientifique, ce qui a rendu de nombreux astronomes curieux de savoir comment cela fonctionnait (Walding, Rapkins, Rossiter , 1999). En identifiant que chaque planète exerçait sa propre force de gravité qui dépendait de sa masse, Newton a développé les idées de Kepler et l'a finalement usurpé en découvrant que c'était en fait la force de gravité centripète exercée par le soleil qui faisait que les planètes restaient à l'intérieur. leurs orbites (Kepler's Three Laws, sd). Cela signifiait que l'équation pouvait être dérivée non seulement pour prouver la loi de Kepler, mais aussi pour l'améliorer. L'équation suivante a ensuite été dérivée par Newton
En dérivant cette formule et en comprenant qu'une force de gravité centripète est ce qui a agi sur les planètes, Isaac Newton a non seulement construit sur les fondations posées par Kepler, a usurpé ses découvertes pour prouver que sa loi fonctionnait. Cela a aidé les physiciens à comprendre sa loi car il y avait maintenant une raison pour laquelle les planètes restaient en orbite et une preuve définitive de la fonctionnalité de sa loi.
En conclusion, Kepler était un physicien exceptionnel et pour quelqu'un qui vivait à une époque où la croyance dominante était que la Terre était le centre de l'univers, ses découvertes, son processus de réflexion et ses découvertes ne peuvent être qualifiés que de révolutionnaires. Ses trois lois du mouvement planétaire ont répondu à de nombreuses anomalies posées par le modèle héliocentrique et ont révolutionné l'astrophysique dans son ensemble, cependant, elles ont laissé quelques questions sans réponse. En dérivant, analysant et comprenant les lois et les données de Kepler, Newton a pu conclure que la force de gravité jouait un rôle vital en astrophysique tout en étant capable de prouver la troisième loi de Kepler sur le mouvement planétaire. Cela s'appuyait sur les idées et les compréhensions de Kepler, mais répondait aux deux anomalies que Kepler ne pouvait pas, usurpant ainsi ses découvertes et améliorant l'astrophysique dans son ensemble. Neil Degrasse Tyson a dit un jour : « Être scientifiquement instruit, c'est se donner les moyens de savoir quand quelqu'un d'autre est plein de conneries » (Tyson, 2017). Cette idée peut s'appliquer à la terre plate de tous les jours, mais lorsqu'il s'agit de comprendre comment, quand et où Newton a usurpé Kepler, cela ne peut pas être appelé « conneries ».
L'aspirateur venu de l'espace
Le terme « noir et blanc » fait référence à quelque chose de clair et simple. Quelque chose comme manger du pain est "noir et blanc", se brosser les dents est "noir et blanc", mais comprendre la physique derrière un trou noir ne correspond pas à la définition de "noir et blanc". À ce jour, les physiciens discutent des propriétés d'un trou noir et afin de saisir même les bases des bases, nous devons avoir une solide compréhension de ce qui le rend «noir», comment ils se forment et comment la lumière change au fur et à mesure qu'elle s'approche d'un trou noir. Ainsi, saisir de manière inhérente les bases de la «physique en noir et blanc» pas si simple des trous noirs.
Les trous noirs sont des objets assez complexes qui sont entourés de mystère, cependant, l'un des rares faits que nous connaissons avec certitude concerne leur formation. Les trous noirs apparaissent lorsqu'une étoile de notre univers s'effondre. Dans une étoile standard, la force exercée par la fusion nucléaire se produisant dans son noyau s'équilibre avec la gravité externe agissant sur elle. Cet équilibre est ce qui la maintient stable, cependant, lorsqu'une étoile meurt, cet équilibre est rompu, ce qui favorise la gravité externe. Cela la fait imploser et en une fraction de seconde, l'étoile libère de grandes quantités d'énergie tout en condensant sa masse en un objet beaucoup plus petit (Kurzgesagt - In a Nutshell, 2015). La masse de l'objet condensé, l'étoile restante, est une variable car elle dépend de la masse de l'étoile parente. Cependant, de nombreuses étoiles peuvent se former à partir d'une étoile restante, telles que les géantes rouges, les naines blanches, etc. Mais une chose est que ces étoiles ont en commun, c'est que la gravité vers l'extérieur et la force interne exercée sont à l'équilibre, empêchant ainsi la masse de se condenser davantage (Khan, sd). Ce scénario reste vrai jusqu'à ce que le sujet des trous noirs soit atteint, les trous noirs se forment lorsqu'une étoile avec une masse supérieure à 3 fois celle du soleil s'effondre. Lorsque cela se produit, la gravité vers l'extérieur est beaucoup plus forte que la force de résistance et aucune force ne peut empêcher la masse de l'étoile de s'effondrer sur elle-même (Kurzgesagt – In a Nutshell, 2015). Ce trou noir, ou en d'autres termes, l'étoile morte, a un début plutôt sombre, mais ce qui est plus sombre, ce sont les idées fausses qui entourent ces trous noirs.
On pense généralement que les trous noirs sont similaires aux monstres que nous gardons dans nos foyers – le légendaire aspirateur (Crash Course, 2015). Cette hypothèse est intrinsèquement ridicule car lorsqu'il s'agit d'un aspirateur, la physique et l'interrelation sont en noir et blanc, mais, en ce qui concerne les trous noirs, pas tellement. Nous pensons que cette hypothèse est vraie car les trous noirs ont de grands et puissants champs gravitationnels que nous percevons comme quelque chose qui absorberait toute la matière, de la même manière qu'un aspirateur (Crash Course, 2015). Cette idée est intrinsèquement erronée car lorsqu'un trou noir se forme, il suit les principes de la gravité, ce qui rend sa force plus faible à mesure que la distance augmente (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). C'est tellement vrai que si le soleil dans notre propre système solaire était remplacé par un trou noir, il n'y aurait pas de changements drastiques sur la Terre en supposant que nous trouvions une autre source qui génère de la chaleur (Crash Course, 2015). La force de gravité dépend également de l'endroit où vous vous trouvez le long du trou noir. Considérez la figure 3, elle affiche les trois régions principales d'un trou noir, l'horizon des événements, le rayon de Schwarzschild et la singularité (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Dans chacune de ces régions, la force agissant sur l'objet en raison du trou noir change, ce qui signifie qu'à mesure qu'un objet s'approche d'un trou noir, la force agissant sur lui augmente à mesure que sa distance par rapport à la singularité diminue.
(Walding, Rapkins, Rossiter, 1999). Cela signifie qu'à mesure qu'un objet se rapproche du point de singularité dans le trou noir, la force de gravité agissant sur cet objet en raison du trou noir augmente, augmentant ainsi sa vitesse d'échappement et compliquant la science liée à leur existence (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999 ).
L'horizon des événements marque la fin sombre de tout objet s'approchant d'un trou noir. Il définit la limite de la région de l'espace entourant le trou noir. On sait qu'en dehors du trou noir, où vEsc représente la vitesse d'échappement et c représente la vitesse de la lumière (Event Horizon, n.d.). À mesure que l'objet s'approche de l'horizon des événements, la vitesse d'échappement augmente, ce qui signifie qu'il continue de se rapprocher de plus en plus de la vitesse de la lumière jusqu'à ce qu'il atteigne l'horizon des événements. À ce stade, la vitesse d'échappement équivaut à la vitesse de la lumière, ce qui signifie que le seul objet qui peut encore s'échapper est la lumière elle-même. Une fois qu'un objet a dépassé ce point, il devient impossible de s'échapper lorsqu'il pénètre dans le rayon de Schwarzschild (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999).
Le rayon de Schwarzschild est la distance entre la singularité et l'horizon des événements. Une fois entré, la force de gravité tire sur un objet à un degré où il devient physiquement impossible de s'échapper. Considérez le trou noir, GU-Muscae. Il a une masse égale à 7 fois celle du soleil et un rayon de 21 000 mètres (Black Hole Encyclopedia, n.d.), calculez la vitesse de fuite une fois que l'horizon des événements a été franchi :
Étant donné que la vitesse d'échappement est supérieure à celle de la lumière lorsque l'objet se rapproche de la singularité, rien ne peut être perçu par l'œil humain - ou tout autre œil en général. En effet, la lumière elle-même n'échappe pas à un trou noir, ce qui signifie qu'elle ne se reflète jamais dans nos yeux (Crash Course, 2015). Cela crée l'illusion qu'ils sont noirs, nous ne pouvons pas les voir. C'est essentiellement ce qui fait un trou noir, noir, et la physique d'un trou noir, pas "noir et blanc", mais une autre chose doit être prise en compte afin de bien comprendre l'essence du trou noir. Leur masse incroyablement importante.
Les trous noirs ont une masse si importante qu'ils absorbent non seulement la lumière, mais déforment l'espace-temps lui-même (Crash Course, 2015). La théorie générale d'Einstein montre que lorsqu'un objet avec une masse importante, semblable à un trou noir, déforme l'espace, il déforme également le temps. En déformant l'espace-temps en raison de sa seule masse, les trous noirs sont capables de créer ce que l'on appelle un déplacement gravitationnel. Auparavant, il a été établi que lorsqu'un objet s'approche de l'horizon des événements, il doit avoir une vitesse d'échappement proche, sinon à la vitesse de la lumière pour s'échapper. Cela était dû au fait que la force gravitationnelle était plus forte à mesure que la distance diminuait. Cela est intrinsèquement lié à la deuxième loi du mouvement de Newton qui stipule que l'accélération d'un objet est directement proportionnelle à l'amplitude de la force nette, ou en d'autres termes, F = ma (National Aeronautics and Space Administration, 2009). Cela signifie qu'à mesure que la force agissant sur l'objet augmente, son accélération augmentera proportionnellement, ce qui signifie qu'il accélérera. Cela signifie évidemment que du point de vue de l'objet, au fur et à mesure qu'il se rapproche du point de singularité, il y a un décalage gravitationnel vers le bleu au fur et à mesure qu'il accélère, cependant, cela est différent d'un point de vue extérieur (Crash Course, 2015). Si vous regardiez un objet tomber dans un trou noir, vous penseriez qu'il tomberait en un instant, mais cela prendrait un temps considérable de votre point de vue. C'est à cause de ce qu'on appelle le redshift gravitationnel. Au fur et à mesure que la lumière se rapproche du point de singularité, elle perd de l'énergie à cause de l'attraction gravitationnelle du trou noir. Cela étire intrinsèquement la longueur d'onde de la lumière et puisque l'énergie de la lumière est liée à sa longueur d'onde, la lumière avec une longueur d'onde plus longue a moins d'énergie. Cette chute allongée d'un objet se terminerait brusquement une fois qu'il franchirait l'horizon des événements, car la lumière ne le refléterait pas physiquement, ce qui signifie qu'il n'entrerait pas dans vos yeux, le rendant ainsi noir dans la forme la plus vraie (Walding, Rapkins, Rossiter, 1999) (Crash Cours, 2015).
En résumé, la physique d'un trou noir n'est pas aussi « noire et blanche » que de manger des toasts le matin ou de sortir pour votre jogging quotidien. Le plus basique des concepts tels que la naissance d'un trou noir, comment la lumière interagit autour du champ gravitationnel élevé et finalement ce qui les rend, eh bien, "noirs", est l'un des seuls domaines du champ qui ne sont pas fortement débattus (Khan, sd). Pour la plupart, la nature des trous noirs est une anomalie pour nous, ils ne peuvent pas être observés à l'œil nu et ils poussent notre compréhension de la physique à leurs limites cependant, comprendre les bases nues de ce qui les rend «noirs» aide à notre appréhension de la physique « pas si noire et blanche » des trous noirs.
Rapkins, G., Rossiter, D, et Walding, R. (1999). Physique senior du nouveau siècle : concepts en contexte. Oxford, Melbourne
Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique. (2009). La Science : Mécanique Orbitale. Extrait de https://earthobservatory.nasa.gov/features/OrbitsHistory/page2.php
Les trois lois de Kepler. (s.d.). Extrait de https://www.physicsclassroom.com/class/circles/Lesson-4/Kepler-s-Three-Laws
Isaac Newton : L'homme qui a découvert la gravité. (s.d.). Extrait de https://www.bbc.com/timelines/zwwgcdm#zw7987h
Nix, E. (2015). Une pomme est-elle vraiment tombée sur la tête d'Isaac Newton ?. Extrait de https://www.history.com/news/did-an-apple-really-fall-on-isaac-newtons-head
TerreStar-1. (2019). Extrait de https://www.n2yo.com/satellite/?s=35496
Khan, S. (s.d.). Revue de la loi de la gravitation de Newton. Extrait de https://www.khanacademy.org/science/ap-physics-1/ap-centripetal-force-and-gravitation/newtons-law-of-gravitation-ap/a/newtons-law-of-gravitation- ap1
La physique au lycée expliquée. (2017, 22 janvier). Les trois lois de Kepler expliquées [fichier vidéo]. Extrait de https://www.youtube.com/watch?v=kyR6EO_RMKE&t=624s
Tyson, D.N. (2017, 27 mai). Niel de Grasse Tyson [Tweet]. Extrait de https://twitter.com/neiltyson/status/868497205308657665?lang=en
Kurzgesagt – En bref. (15 décembre 2015,). Les trous noirs expliqués – De la naissance à la mort [Fichier vidéo]. Extrait de https://www.youtube.com/watch?v=e-P5IFTqB98&t=176s
Cours intensif. (2015, 15 septembre). Black Holes: Crash Course Astronomy #33 [Fichier vidéo]. Extrait de https://www.youtube.com/watch?v=qZWPBKULkdQ
Rayon Schwarzschild. (s.d.). Extrait de http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Schwarzschild+Radius
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Auteur : William Anderson (Équipe éditoriale de Schoolworkhelper)
Tuteur et écrivain indépendant. Professeur de sciences et amateur d'essais. Article révisé pour la dernière fois : 2020 | Établissement St-Romarin © 2010-2021 | Creative Commons 4.0
Un trou noir est-il sphérique ou plat comme un disque ?
J'ai vu dans des livres et des vidéos que les trous noirs sont parfois représentés sous la forme d'une sphère ou d'un disque plat, d'abord pourquoi y a-t-il deux manières différentes de les illustrer et deuxièmement, quelle représentation serait la bonne façon de décrire ce qu'est vraiment un trou noir ressemble à?
Le disque qui est souvent montré lors des discussions sur les trous noirs est connu sous le nom de disque d'accrétion. C'est un disque de tout le matériel qui orbite autour du trou noir. Une partie de ce matériau s'accumule sur le trou noir, lui donnant plus de masse et le rendant "plus gros".
Pour les trous noirs non rotatifs, l'horizon des événements (le point auquel toute lumière essayant de s'échapper du trou noir peut) est sphérique. Pour les trous noirs en rotation, il est approximativement sphérique.
La forme que prend le trou noir lui-même est inconnue car aucune information n'échappe à l'horizon des événements.
Mettre en perspective l'importance de l'image du trou noir [fermé]
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La récente réalisation étonnante d'obtenir une image réelle d'un trou noir, a résulté d'un travail collaboratif massif utilisant 8 télescopes différents et des efforts tout aussi égaux dans le développement de la technique d'imagerie et des algorithmes d'analyse de données, qui étaient principalement conduits par les travaux de Katie Bouman, nécessaire pour synchroniser et corriger toutes les données recueillies et les transformer en une image unifiée.
Pour autant que je sache, les télescopes ont pu capturer le rayonnement EM émis par la friction de la matière en orbite autour (vers) du trou noir, ce qui, compte tenu de sa force de traction, entraîne des forces de friction très fortes qui se traduisent par un rayonnement très brillant.
Certes, il est très difficile d'appréhender le travail pour quelqu'un qui n'est pas impliqué dans le domaine, mais il serait incroyablement précieux si, brièvement et à un niveau conceptuel approximatif, les répercussions de ces nouvelles découvertes peuvent être mises en perspective par rapport à ce qui a été connu avant que. Plus précisément,
de quelles nouvelles manières l'image (et le fait qu'elle puisse être capturée) valide-t-elle notre compréhension des RG ? Contrairement aux précédentes corroborations des trous noirs, à savoir leur effet gravitationnel sur l'orbite des étoiles et des planètes proches ou les ondes gravitationnelles produites lors de l'effondrement de deux trous noirs.
À un niveau plus technique, le rayonnement EM capturé voyageant sur une si longue distance ($approx 54$ millions d'années-lumière), j'imagine qu'il a dû être fortement décalé vers le rouge compte tenu de l'effet Doppler, de l'expansion de l'univers et de l'attraction gravitationnelle du trou noir et de toutes les étoiles intermédiaires sur le rayonnement, malgré cela, il était encore possible de distinguer le spectre du rayonnement et de reconnaître sa source sans le confondre avec une autre source ou le fond des ondes radio. Le décalage vers le rouge ne présente-t-il aucun défi supplémentaire pour identifier la source d'un rayonnement comme dans ce cas ?
Il s'agit simplement d'une tentative d'obtenir plus d'informations afin de comprendre à un niveau de base certaines des principales répercussions d'avoir réussi à imager un trou noir, car ce sont toutes des nouvelles très excitantes à apprendre.
De xkcd: Comparaison de la taille du trou noir M87
C'est fou, j'ai été stupéfait quand j'ai lu qu'il faisait 100 milliards de kilomètres de large. Pour ce que j'ai compris, les trous noirs font généralement quelques kilomètres de diamètre.
Il existe deux classifications des trous noirs : les trous noirs supermassifs qui se trouvent généralement au centre des galaxies sont extrêmement massifs et peuvent se situer à des échelles de millions ou de milliards de km. Les trous noirs de masse stellaire, qui sont le résultat direct de l'effondrement massif d'étoiles, sont beaucoup plus petits et ont un rayon de l'ordre de 10 s de km (comme vous l'avez dit).
De plus, l'ombre est un peu plus grande que le rayon Schwartzchild du BH. Donc, c'est un peu trompeur.
Les diamètres des trous noirs évoluent étonnamment vite avec la masse. Nous sommes habitués aux objets sphériques dont l'échelle est la racine cubique de la masse, mais les trous noirs sont directement proportionnels à la masse. Un trou noir de milliards de masses solaires est de la taille du système solaire tandis qu'un trou noir avec la masse de l'univers est étonnamment proche de la taille de l'univers.
Ma compréhension est que la singularité à l'intérieur est encore incroyablement petite mais ultra dense. C'est la taille de l'horizon des événements (le point auquel même la lumière ne peut s'échapper) est aussi grande en raison de la gravité de la densité massive au cœur de tout cela.
tu veux dire 100 Tm ? (Téramètre)
ce qui est égal à 0,01057 années-lumière.
Jésus, pourquoi l'espace est-il si massif
Je crois que la taille est due à ce qu'on appelle 'le principe holographique'. La quantité maximale d'informations (masse ou énergie) pouvant être stockée dans une sphère n'est pas proportionnelle à son volume, mais à sa surface. Et bien sûr, un trou noir a toujours une masse maximale pour sa taille.
Surtout rien à voir avec un si grand nombre est incompréhensible. Essayez d'imaginer un milliard de n'importe quoi - un milliard de chiens autour de vous, un milliard de voitures, un milliard d'étoiles, un milliard de kilomètres. C'est pourquoi il est difficile d'imaginer quelque chose de 6,5 milliards de fois le Soleil, qui est déjà 333 000 fois la masse de la Terre. Essayez également d'imaginer que nous ne pouvons voir qu'environ 5000 étoiles dans le ciel à tout moment avec nos yeux. Essayez maintenant d'en imaginer un milliard. Nous ne pouvons tout simplement pas !
La question est de savoir quelle était l'étoile source ou combien de masse ce chug entier noir a-t-il atteint pour atteindre une taille si monstrueuse ? Quelqu'un sait s'il est plus gros que SagittariusA ? Si oui de combien ?
Il est 1700 fois plus gros que le Sagittaire A. Il est tellement plus grand que même s'il est à une distance beaucoup plus grande que le Sag A, il est à nouveau deux fois plus grand que le Sag A dans le ciel nocturne.
Nous ne savons pas comment les trous noirs supermassifs sont devenus si massifs. Deux théories dominantes sont qu'elles ont consommé un tas de matière et l'autre est que dans l'univers primitif, la matière était si dense qu'elle a sauté la formation d'une étoile et s'est directement effondrée dans un trou noir
Il est estimé à 1000-1500 fois la masse de Sag A* ou 4-7 milliards de fois la masse de notre propre soleil.
Au début de l'univers (avant les galaxies ou les étoiles ou quoi que ce soit), les astrophysiciens pensent que dans les bonnes conditions, des nuages massifs et massifs d'hydrogène (des dizaines de millions de masses solaires) ont pu s'effondrer directement dans des trous noirs supermassifs. Je crois que si certains nuages étaient presque parfaitement sphériques, ils pourraient s'effondrer directement avant de pouvoir se briser et se fragmenter en un tas de proto-galaxies. Les conditions devaient vraiment être justes, sinon une fragmentation gravitationnelle se produirait.
Le plus affamé de trous noirs parmi les plus massifs de l'univers
Grâce à de nouvelles recherches menées par l'Université nationale australienne (ANU), nous savons maintenant à quel point le trou noir de l'Univers à la croissance la plus rapide est massive, ainsi que sa quantité de nourriture.
C'est 34 milliards de fois la masse de notre soleil et se gorge de presque l'équivalent d'un soleil chaque jour, selon le Dr Christopher Onken et ses collègues.
"La masse du trou noir est également environ 8 000 fois plus grande que celle du trou noir au centre de la Voie lactée", a déclaré le Dr Onken.
"Si le trou noir de la Voie lactée voulait faire grossir cette graisse, il devrait engloutir les deux tiers de toutes les étoiles de notre Galaxie."
Ce trou noir géant, connu sous le nom de J2157, a été découvert par la même équipe de recherche en 2018.
"Nous le voyons à une époque où l'univers n'avait que 1,2 milliard d'années, soit moins de 10 % de son âge actuel", a déclaré le Dr Onken.
"C'est le plus grand trou noir qui a été pesé dans cette première période de l'Univers."
Comment exactement les trous noirs ont grandi si tôt dans la durée de vie de l'Univers est toujours un mystère, mais l'équipe recherche maintenant plus de trous noirs dans l'espoir qu'ils pourraient fournir des indices.
"Nous savions que nous étions sur un trou noir très massif lorsque nous avons réalisé son taux de croissance rapide", a déclaré le membre de l'équipe, le Dr Fuyan Bian, astronome à l'Observatoire européen austral (ESO).
"La quantité de trous noirs qu'ils peuvent avaler dépend de la masse qu'ils ont déjà.
"Donc, pour que celui-ci dévore la matière à un rythme aussi élevé, nous avons pensé qu'il pourrait devenir un nouveau recordman. Et maintenant nous le savons."
The team, including researchers from the University of Arizona, used ESO's Very Large Telescope in Chile to accurately measure the black hole's mass.
"With such an enormous black hole, we're also excited to see what we can learn about the galaxy in which it's growing," Dr. Onken said.
"Is this galaxy one of the behemoths of the early Universe, or did the black hole just swallow up an extraordinary amount of its surroundings? We'll have to keep digging to figure that out."
The research is being published in Avis mensuels de la Royal Astronomical Society.
Project Goals and Methodology
An initial goal of this project is to study the shadows of a recently discovered class of black hole solutions, referred to as Kerr Black Holes with Scalar Hair (KBHsSH) [18, 19] , with a view towards developing templates for use in experiments such as the Event Horizon Telescope. KBHsSH are rotating black hole solutions to GR coupled to a massive, complex, scalar field that satisfies a certain synchronicity condition this framework permits non-trivial, long-lived, configurations of fields around black holes that break black hole uniqueness without invoking higher dimensions or different asymptotics. In such cases the black hole solution will be characterised by additional parameters and one may ask whether, again, through direct observations of the black hole, one can measure its parameters and thereby discern a departure from the Kerr class of solutions.
To address this problem we have developed a GR ray-tracing code, PyHole, that can simulate the motion of light on the curved KBHSH background. Conceptually, we are studying the motion of light rays that are emitted from a distant source and which eventually reach the position of an observer(or camera), perhaps having passed near the black hole along the way. In practice with PyHole light rays are traced backwards in time, starting at the camera, along null geodesics of the black hole metric. Each pixel on the camera image corresponds to a light ray with a different initial momentum vector, which will, as a result, follow a different trajectory some rays will reach a distant light source, and some will not, having fallen instead behind the event horizon. The former will appear as bright pixels on the camera image and the latter as dark pixels. There is also a set of marginal trajectories that enter into null orbits of the black hole and delimit the region of space that appears dark on the image plane, corresponding to the black hole’s shadow. To get a sense of how all this comes together we have set up a visualisation tool.
Together with researchers from the gravitional physics group at the University of Aveiro, we have studied the emergence of chaotic behaviour in the lensing of light by KBHsSH and rotating boson stars [20] .
Potentially something &lsquoabsolutely exceptional&rsquo
&ldquoThis revolutionary and somewhat counterintuitive principle proposes that the behaviour of gravity in a given region of space can alternatively be described in terms of a different system, which lives only along the edge of that region and therefore in a one less dimension,&rdquo wrote Benini and Milan.
&ldquoMore importantly, in this alternative description (called holographic), gravity does not appear explicitly. In other words, the holographic principle allows us to describe gravity using a language that does not contain gravity, thus avoiding friction with quantum mechanics.&rdquo
This theory was then applied to black holes, allowing for their &ldquomysterious thermodynamic properties&rdquo to become more understandable.
&ldquoThey have two dimensions, in which gravity disappears, but they reproduce an object in three dimensions,&rdquo the researchers said.
They expect that this is only the first step towards a deeper understanding of these cosmic bodies and what happens when quantum mechanics crosses with general relativity.
&ldquoIn the near future, we may be able to test our theoretical predictions regarding quantum gravity, such as those made in this study, by observation,&rdquo they added. &ldquoAnd this, from a scientific point of view, would be something absolutely exceptional.&rdquo
Scientists Have Peered into a Black Hole and Taken a Photo of Its Event Horizon for the Very First Time
The first attempt to peer inside a black hole and take an image of its event horizon&mdashthe point of no return&mdashappears to have been a success, with no major problems during the 10-day observation period. The mass of data collected is now being sent to two supercomputers in the US and Germany, and scientists expect to find out if they have the very first picture of a black hole in early 2018.
The Event Horizon Telescope is a hugely ambitious project. It links telescopes around the globe to create one Earth-sized telescope &mdash these are connected virtually so it effectively has a diameter of the entire planet. This technique is not new, but this is the first time it has been done on such a large scale. The level of detail it provides is like being able to count the stitches on a baseball from 8,000 miles away.
Black holes are not hard to see. The material they accumulate is extremely hot, so very bright. The problem is the resolution of images returned&mdashright now, they appear like a bright blur. The Event Horizon Telescope should be able to provide a clear image showing the ring surrounding a black hole and its shadow.
Researchers targeted two black holes. The first, Sagittarius A*, is the black hole that sits at the center of the Milky Way. The other, Messier 87, is a supermassive black hole in an elliptical galaxy 53 million light years away.
Vincent Fish, a research scientists at MIT Haystack, Massachusetts who is working on the project, tells Newsweek that the image returned should show the flow of material going in and out of the black hole. "What we expect to see is an asymmetric image where you have a circular dark region. That's the black hole shadow. And there might be a bright ring at the edge of that&mdashwhich is the photon ring [a spherical region of space where gravity is so strong photons are forced to travel in orbits]. Then around it you will see one side is bright and the other side is faint, so kind of like a crescent.
"The reason for the crescent is that material near the black hole is moving at a few tenths of the speed of light. Special relativity tells you when particles emit photons&mdashwhen they shine light at you&mdashif the particles are moving towards you, it looks very bright, if they're moving away from you, then it gets very dim. That produces this asymmetry."
Processing the data
Around one petabyte of data has been collected. To put that into perspective, a petabyte of MP3 songs would play continuously for more than 2,000 years without repeating. Scientists are collecting and distributing the data between two research institutes: One at MIT Haystack, the other at the Max Planck Institute for Radio Astronomy in Bonn, Germany.
The data, recorded on hard disks, will be plugged into two correlators (or supercomputers). This will remove any time delays caused by the different global positioning of each telescope. "We plug it into the correlator and we look at each baseline to see if we detected anything. With the array we have, we should have plenty of sensitivity. If things went well, we should have clear detections on most of the baselines at least, but we won't know for certain until the data get back here," Fish says.
Data will come back in two waves. Most will be returned in the coming weeks, but what has been collected at the South Pole telescope will be unavailable for another six months&mdash planes cannot land there because of winter, so at the moment, the data is "stranded," Fish explains.
Without this data, scientists cannot be sure of success. "I don't think we'll have the complete dataset until January next year. We'll have partial datasets in a couple of months and we'll look at the incomplete datasets just so we get a head start on data reduction and calibration so we know what issues there are and how to mitigate them," he says.
"We'll have a pretty good idea of whether it's been a success&mdashhow strongly we've detected sources&mdashbut for imaging the baselines to the South Pole are very important. So I think the imaging part can't really start in earnest until next year."
What does it all mean?
Black holes are effectively laboratories for extreme physics. Gravitational forces are so strong that nothing, not even light, can escape. An event horizon is the point of no return&mdashit will drag in anything passing it. At the center of a black hole is what is known as a singularity: a one dimensional point that is unimaginably small, but contains a huge mass. At the singularity, spacetime curves infinitely and the laws of physics cease to exist.
"If you talk to people who study black holes, general relativity, thermodynamics and quantum mechanics, they will tell you one of these theories has to give at a black hole," Fish explains. An example of this is the information paradox. Put simply, quantum mechanics says information cannot truly be destroyed, so details of anything that is sucked into a black hole must remain in some way or form. General relativity, on the other hand, says nothing can survive a black hole.
"We have these assumptions about how the universe works, these well-tested theories, but at a black hole something is wrong and we don't know what it is," Fish says.
From the initial image returned, scientists should be able to test relativity. "If you know the mass of the black hole&mdashand for Sagittarius A* we know that well&mdashand if you know the distance of the black hole, which again we know well, then relativity predicts you will see that shadow and ring and that the ring will have a certain diameter and it will be near circular. That's a test of relativity. If the shape isn't circular or the wrong size, then relativity has made a prediction that has failed. That's the first thing we'll look at."
In the longer term, astrophysicists will be able to start studying exactly how material is sucked into a black hole and how it gets launched out into a jet. "It'll give us a better understanding of whether general relativity is an accurate description of the spacetime around a black hole," Fish says, adding it will be the first time we are able to test general relativity at the most extreme limits. "For general relativity, we've been assuming it's correct. There have been some tests of relativity in the weak field limit going back to 1919 with [Arthur] Eddington and the solar eclipse. But we haven't really been able to do any tests in the strong field limit. And there's really no stronger field than a black hole."
Astronomy research professor Gopal Narayanan, who led the efforts on the Event Horizon Telescope at the Large Millimeter Telescope in Mexico, said in a statement emailed to Newsweek: "[An event horizon] is the best lab we have to study the extreme physics out there. These are the observations that will help us to sort through all the wild theories about black holes. And there are many wild theories. With data from this project, we will understand things about black holes that we have never understood before."
Black holes are often seen as the remnants of giant stars after they go supernova if their iron cores are massive enough, they will collapse to form black holes. Black holes have a black spherical event horizon whose radius is directly proportionate to their mass (doubling a black hole's mass will double the radius), and a singularity of zero volume in the center.
Objects that are pulled towards a black hole by its gravity will be taken within the event horizon - from their own perspective, if they survived, they would seem to simply fall in, but viewed from outside they would stop at the edge and become progressively more red-shifted as their light is stretched out of visibility. Once inside the event horizon - or, for particularly small black holes, starting outside it - they would also be stretched out as the forces pull them apart unevenly in a process known as spaghettification.
Some people believe that some or all black holes are actually wormholes and that each black hole maps to some exit point elsewhere in spacetime, possibly in the form of a white hole (a theoretical object which is the counterpart of a black hole), or in entirely different universes. These wormholes might function as portals, albeit dangerous and non-reprogrammable ones.
Brown dwarf classes: Oui · T · L · M
Wolf-Rayet and carbon star classes: S · C · W
Stellar remnant classes: ré · N · Ω