Rotation des astres
Formation des planètes

    Tout tourne dans l'Univers. Longtemps la rotation des astres fut un mystère. Aujourd'hui, nous savons que le moment angulaire provoque la rotation. Quand un patineur replie ses bras, c'est  identique à la gravitation attirant deux corps, sa rotation augmente. Non pas parce que le patineur a une masse particulière, mais parce que le moment angulaire doit être conservé. La somme des aires balayées par chaque partie de son corps pondérée par la masse, reste constante et est appelé couramment moment cinétique.  Dans l'espace la deuxième loi de Kepler affirme que chaque planète au Soleil balaie toujours des aires égales en des temps égaux. Cette loi, qui oblige les planètes à accélérer sur leur orbite lorsqu’elles sont proches du Soleil et à ralentir lorsqu’elles sont loin, est une application du principe de conservation du moment cinétique individuel de chaque planète.


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  1. Définition

    Tous les objets en rotation possèdent un moment cinétique ou moment angulaire.  Le moment cinétique est une grandeur proportionnelle à la vitesse angulaire de l'objet et qui dépend de sa distribution de masse autour de l'axe de rotation (plus la masse excentrée, plus le moment cinétique est élevé). Il est obtenu en multipliant la masse d'un corps en orbite par sa vitesse sur cette orbite et le rayon de son orbite. En accord avec les lois de conservation de l'énergie, le moment angulaire de tout corps en orbite doit rester constant en tout point de l'orbite, par exemple il ne peut pas être créé ni détruit. Si l'orbite est elliptique, le rayon varie. Puisque la masse est constante, la vitesse varie. C'est ainsi qu'une planète ayant une orbite elliptique va plus vite au périhélie et plus lentement à l'aphélie. 

   Puisque le moment cinétique reste constant, le rapprochement de la masse de l'axe de rotation est compensé par une augmentation de la vitesse angulaire. La conservation du moment cinétique explique en général pourquoi tout tourne dans l'univers.

  1. Exemple pratique

    Prenez une boule attachée à l'extrémité d'une corde et faire dans un mouvement régulier de balancement, comme un pendule. Une fois qu'une oscillation régulière a été établie, prendre le pouce et l'index de votre autre main pour tirer sur le bout de corde libre. Ceci n' interféra avec le balancement, aucun changement ne doit être noté.

  Tout en maintenant votre oscillation régulière, commencez lentement à tirer sur la corde la corde. Pendant que votre main monte lentement, la longueur boule main se réduit. Cela a pour conséquence d'accroître la fréquence du mouvement de la boule. Plus courte sera la corde, plus rapide sera le mouvement. En laissant redescendre la boule, elle reviendra au mouvement original.

  
La raison est que le moment cinétique étant une constante, si la longueur diminue, la vitesse augmente et vice versa. L'animation ci-dessous permet de visualiser cet effet.

    Si vous avez Java, cliquez sur la trajectoire de la balle pour accroître ou diminuer la longueur de la corde.

http://liftoff.msfc.nasa.gov/Academy/ROCKET_SCI/
ORBMECH/angular_momentum.html

  1. Moment cinétique ou angulaire

   Pour décrire le mouvement des choses, les scientifiques utilisent souvent des nombres pour la longueur, la masse et le temps. Les nombres tels que la vitesse, l'accélération, la force et l'énergie sont les puissances qui nous aident à comprendre comment la position d'un objet peut changer dans le temps et comment cela interagit avec d'autres objets dans l'univers. 

   Le mouvement ordinaire est une mesure de la tendance d'un objet à se déplacer à vitesse constante en ligne droite. Le moment dépend de la vitesse et de la masse. Un train se déplaçant à 20 km/h a plus d'élan qu'un cycliste se
déplaçant à la même vitesse.
Son moment cinétique est supérieur.
Une voiture entrant en collision à 5 km/h n'endommage pas autant que la même voiture à 60 km/h. Pour des choses se déplaçant en ligne droite, le moment est simplement la masse multipliée par la vitesse: m x v. En astronomie les objets ne se déplacent pas en ligne droite, aussi il faut généraliser l'idée de moment pour parler de moment angulaire ou cinétique.
L'exemple le plus fréquemment cité est celui des patineurs qui accélèrent leur rotation en rapprochant les bras près de leu corps. 

    Très souvent en astronomie, l'objet (ou le groupe d'objets) que nous observons n'a aucune force extérieure agissant dessus d'une manière à produire des couples qui dérangeraient le mouvement angulaire de l'objet (ou du groupe d'objets). Un couple est simplement une force agissant suivant une ligne qui est hors de l'axe de rotation de l'objet. Dans ce cas, nous avons la conservation du moment cinétique.    

  La "quantité de rotation" d'un corps isolé dans l'espace - appelée moment cinétique -  se conserve en effet, cette quantité étant le produit de son moment d'inertie par la vitesse angulaire, de sorte que si le premier terme diminue parce que l'objet change de forme, le second augmentera. C'est une quantité physique importante car toutes les expérimentations indiquent que le mouvement angulaire est rigoureusement conservé dans l'univers: il ne peut pas être transféré, ni ne peut pas être créé ou détruit. Pour le cas simple d'une petite masse exécutant un mouvement circulaire uniforme autour d'une masse beaucoup plus grosse (de sorte que nous puissions négliger l'effet du centre de masse) la quantité de mouvement cinétique prend une forme simple. Sur la figure ci-contre l'amplitude du moment cinétique L est égal à mvr, avec m la masse du petit objet, v l'amplitude de sa vitesse et r est la distance entre les centres des objets. Cette grandeur est une constante. La quantité totale du moment cinétique ne change pas avec le temps ni avec la matière, mais agissent entre eux.

   La vitesse d'une planète et la distance au Soleil peut changer mais la combinaison vitesse x distance ne change pas à moins qu'une autre planète ou étoile passe à proximité et alors nous sommes en présence d'un problème à 3 corps avec une gravitation supplémentaire.

    Dans le système solaire, 98% du moment cinétique se trouvent dans les planètes avec notamment 60% pour Jupiter et 15% pour Saturne et 2% seulement dans le Soleil qui représente 99,867% de la masse du Système solaire. 

     Le moment angulaire d'un corps traduit à l'aide d'un seul nombre sa masse, sa vitesse de rotation et le rayon du mouvement de rotation: le mouvement angulaire est d'autant plus grand que chacune de ces quantités est grande. En effet, le Soleil, malgré sa masse, tourne sur son axe relativement lentement et son rayon est petit devant la taille du Système solaire. Par contre, Jupiter et Saturne, dont la masse est une petite fraction de la masse du Soleil, se trouvent sur des orbites si lointaines que leur moment angulaire orbital est très grand. Remarquons en passant que ce n'est pas le cas pour les systèmes des satellites de Jupiter et Saturne, systèmes pourtant comparés au Système solaire. Le moment angulaire de rotation sur leur axe de Jupiter et Saturne l'emporte largement sur le moment angulaire orbital des satellites.

http://csep10.phys.utk.edu/astr161/lect/solarsys/angmom.html

  http://www.astronomynotes.com/angmom/s1.htm

  1. Conservation du moment angulaire

  Dans le cas d'une force centrale, c'est-à-dire passant par un point fixe, le moment cinétique d'un point matériel en mouvement est la vitesse avec laquelle augmente l'aire balayée (angle de balayage q) par une ligne allant de ce point fixe jusqu'au point matériel (vecteur r), multipliée par la masse du point matériel (m). Le théorème du moment cinétique exprime que cette quantité est constante. Appliquée à un système matériel en mouvement par rapport à un axe fixe, cette quantité peut être additionnée pour toute les masses du système matériel. Elle est encore constante si le moment par rapport à cet axe des forces extérieures appliquées au système est nul. La notion de conservation du moment cinétique exprime qu'un corps au repos ne peut être mis en rotation que si une impulsion lui est appliquée  grâce à des forces extérieures. Cela signifie aussi que, si un système est en rotation, toute diminution de son rayon par une concentration doit se trouver compensée par une augmentation de sa vitesse de rotation (Smr2dq = cte).

 

     Voici un dessin explicatif permettant de bien saisir cette notion de moment cinétique, responsable de la rotation des astres.

   Il s'agit d'une planète décrivant son orbite elliptique autour du Soleil. La vitesse AB de la planète est la somme d'une vitesse radiale AH et d'une vitesse HB perpendiculaire au rayon vecteur. Le moment angulaire de A est le produit de sa masse par le rayon vecteur SA et par la vitesse HB. Géométriquement parlant, la conservation du moment angulaire se traduit par la "conservation" de l'aire du triangle SAB (égale à la moitié du produit SA x HB). Ainsi lorsque la planète sera en A', le triangle SA'B' aura une aire égale au triangle SAB. Cette loi est, bien entendu, la 2e loi de Kepler. Physiquement parlant, cela veut dire que la planète a une vitesse de "rotation" autour de S x fois plus grande si sa distance à S est x fois plus petite. De la même façon, un nuage en contraction voit sa vitesse de rotation augmenter. L'origine profonde de cette loi réside dans le fait que les forces s'exerçant entre particules sont "radiales", ce qui veut dire que la force entre une particule et une autre est dirigée le long de la droite qui les joint. Ainsi, les mouvements perpendiculaires à cette droite, donc de rotation, ne sont pas affectés.

 

  1. Soupe primordiale

 


   Les images de Boomerang couvrent 3% du ciel (10 mn d'arc). L'équipe qui analysa la taille des structures de ce rayonnement fossile, a produit des calculs théoriques que confirmèrent des mesures de Boomerang sur la géométrie de l'espace-temps, lesquelles indiquent avec force que la géométrie de l'Univers est "plate" et non courbe.

http://cmb.phys.cwru.edu/boomerang/press_images/raw_images/boom_map_orange.jpg

   Peu après le Big bang, la soupe primordiale encore chaude n’était pas répartie de manière parfaitement homogène (image ci-dessus). Lorsque WMAP mesura le rayonnement fossile sur tout le ciel, il le trouva pas tout à fait uniforme. Il y avait d'infimes  variations ou des fluctuations (1.10- 6 par rapport à 2,7°K). Il y a un certain nombre de causes qui peuvent produire d'infimes différences de températures du rayonnement fossile:

  • variations de densité ou de vitesse de propagation du gaz à la surface.

  • variation de gravité à la surface ou le long du chemin suivi par les photons.

   Ainsi sont apparues des régions où la densité était un peu plus élevée que la moyenne et ces petites condensations ont attiré à elles, la matière environnante: des nuages de gaz. Les nuages n’étaient pas réellement immobiles. Comme dans tout gaz, les molécules étaient animées de mouvements désordonnés, fonction de la température. L'immobilité c'est la référence du zéro absolu (- 273,15°). Leur agitation s'est poursuivie tout en tombant lentement vers le centre de chaque nuage.  Et alors apparu le moment cinétique. Puisqu'il n'était pas nul, une rotation se mit en place. Les molécules se sont mises à tourner autour du centre, certes de façon anarchique les unes par rapport aux autres, mais globalement un mouvement d’ensemble s’est dégagé. 

  1. L'univers  tourbillonne

   L'univers serait en rotation: planètes, satellites, étoiles, astéroïdes, nuage de gaz, amas globulaires, et galaxies tournent autour de leur axe ou bien des objets tournant autour d'autres (satellites et anneaux autour de leur planète, planètes autour de leur étoile, étoiles autour du centre de la galaxie qui les abrite ou amas globulaires, galaxies autour du centre de leur amas galactique). C'est parce que la rotation est une quantité conservée: la quantité totale de rotation dans tout l'univers (mesurée de diverses manières) est constante. 

   La rotation peut être produite dans un milieu qui ne tournait pas avant, mais seulement avec des quantités égales de rotation dans une direction et dans la direction opposée, de sorte que le total soit égal à zéro comme avant.

   Si vous tirez une cuillère d'un fluide au milieu d'une tasse ou d'un pot, vous verrez alors qu'une partie du fluide commence à tourner, mais avec des quantités égales dans les deux directions.

  Ainsi, s' il y a une certaine quantité de rotation dans un grand nuage du gaz et de poussières, cette rotation doit aboutir à une l'étoile et aux planètes qui se formeront à partir de ce gaz et ces poussières. Si la rotation est distribuée assez également, tous ces objets tourneront dans une direction identique. Ainsi Soleil, les planètes et les satellites tournent-ils dans le même sens. Exception faite pour Vénus, Uranus et Phobos qui ont subi une perturbation astronomique.

  1. Rotation de l'univers

   Tout d'abord, il ne faut pas essayer d'imaginer l'Univers comme tournant dans un tout. Cette manière de la pensée est trompeuse.

   En second lieu, il ne faut pas croire que ceci implique un certain centre de rotation. Selon le principe
copernicien, tous les endroits dans l'univers sont équivalents. C'est une hypothèse simple adoptée par la plupart des cosmologistes; mais savoir si c'est la réalité reste une question ouverte. Si, à plus petite échelle, l'univers n'est pas homogène, il l'est par contre à grande échelle. Si notre Univers est en rotation, c'est plus une question de mesures plutôt qu'un problème de théorie. Le résultat des mesures devra être "oui, il tourne" ou bien une limite supérieure peut être mise pour une rotation éventuelle. Les mesures ne pourront jamais montrer que la rotation est exactement zéro. C'est ainsi, il n'y a aucune preuve que notre Univers tourne.

   La meilleure méthode qui existe pour mesurer directement la rotation est d'observer les orbites des planètes. Les positions des planètes dans la pratique sont toujours déterminées par rapport au fond des étoiles fixes. Alors, les paramètres d'un modèle théorique s'ont adaptés (les lois de Kepler se composant de plus de cent corrections) aux orbites mesurées. Un des paramètres est la rotation du fond cosmique. Il s'avère que le dernier paramètre est zéro dans les limites des erreurs expérimentales. la plus grande source d'erreur est la limite de résolution des télescopes.

   Des mesures directes donnent  w < 0.1 seconde d'arc par siècle.  Le rayonnement du fond cosmique donne d'autres moyens pour déterminer le vortex. On le connaît pour être fortement isotrope (égale dans toutes les directions), tandis que la rotation donnerait très probablement une certaine déformation (blueshift, décalage vers le bleu, en rapprochement et redshift, décalage vers le rouge, en éloignement). Des calculs donnent des limites basses sur le vortex. Mais ils ne constituent aucune preuve tant qu'ils sont basés sur certains modèles cosmologiques.

   Quelques modèles cosmologiques prévoient que l'Univers pourrait avoir une rotation et ce serait discernable dans l'isotropie du rayonnement du fond cosmique comme anisotropie de type ' quadripolaire '. Les limites courantes à une telle rotation sont maintenant si restrictives que, au meilleur de nos mesures, la quantité de rotation de l'univers est si petite qu'elle n'aurait eu aucune conséquence cosmologique significative. La rotation serait inférieure à 1.10-12 radians/an ou 1.10-7 secondes d'arc par an.

  1. Mise en forme du disque

  Il y a 200 ans le mathématicien français Pierre Simon Laplace formule l'hypothèse de l'effondrement d'un nuage en rotation sur lui-même, afin de former une étoile avec son cortège de planètes. Considérons un nuage de gaz qui se contracte sous l'effet de sa propre gravité (dessin de gauche). Au fur et à mesure que le nuage se contracte, la conservation du moment cinétique conduit le nuage à tourner sur lui-même. La force centrifuge équilibrant de plus en plus la force de gravitation, le contenu de la région équatoriale, perpendiculaire à son axe de rotation, se déplace vers le centre en ralentissant. Le long de l'axe de rotation, la force centrifuge est nulle. Elle s'accroît progressivement lorsqu'on s'éloigne de l'axe. La matière située le long de l'axe de rotation ne subit donc pas la compensation et tombe plus rapidement vers le centre et le disque commence à se former (dessin du centre). A terme, l'ensemble de la matière se retrouve dans le plan équatorial (dessin de droite) où elle atteint un équilibre centrifuge: sa rotation compense les effets de la force de gravitation.

 

  1. Les jets  

   Nous ne pouvons pas parler de la mise en rotation d'un disque protostellaire sans parler des jets. Les jets peuvent aider l'étoile à se former en emportant le moment angulaire excessif qui autrement empêcherait la matière d'atteindre le stade de l'étoile. Les jets fournissent également aux astronomes un aperçu unique sur le fonctionnement interne de l'étoile et du disque. Même Hubble ne peut pas observer la matière qui plonge finalement vers la surface de l'étoile en formation, mais les nouvelles observations nous en apprennent beaucoup plus sur ce processus.

   Sur le site de l'INSU, j'ai trouvé un article qui explique la naissance des jets. Si Laplace avait bien prévu que les étoiles sont formées à partir d'un nuage de gaz en rotation qui s'effondre sur lui même en un disque, avant de finalement former une étoile entourée d'un système planétaire, en revanche il n'avait pas prévu les faisceaux de matière très fins (jets collimatés) qui semblent s'échapper du centre des disques, mais dans une direction perpendiculaire à leur plan. Ces jets sont observés aussi bien au voisinage des étoiles en formation que des galaxies actives (Cygnus A ci-dessous) et s'étendent sur des distances considérables, atteignant parfois plusieurs années-lumière dans le cas d'étoiles en formation. Les chercheurs pensent aujourd'hui que c'est grâce à ces jets que le disque parvient à évacuer une grande partie de sa masse et de son moment cinétique, avant que celui-ci commence à former les planétésimaux qui donneront naissance aux planètes. Pour produire de tels jets collimatés, les modèles théoriques invoquent la présence d'un champ magnétique, qui jouerait même le rôle principal; pourtant, aucune contrainte observationnelle sur le champ magnétique dans les régions centrales des disques, d'où les jets sont émis, n'était disponible jusqu'à présent.    

   Longtemps les scientifiques se sont demandés par quel processus un disque pouvait s'effondrer au-delà de la force centrifuge qui tente de compenser la force de gravitation, empêchant de ce fait l'effondrement. Une équipe de chercheurs français (JF Donati et F Paletou du LATT, ainsi que J Bouvier et J Ferreira du LAOG) du CNRS a observé les régions centrales du disque d'accrétion de la protoétoile FU Orionis, avec le spectropolarimètre ESPaDOnS(1) récemment installé au Télescope Canada - France - Hawaii. Ils ont pu mettre en évidence, pour la première fois, la présence au coeur du disque d'un fort champ magnétique, dont la topologie est compatible avec les prédictions des modèles. Le champ semble même réussir à freiner le disque plus que ne le prévoient les modèles, ce qui pourrait expliquer pourquoi certains disques ne parviennent pas à former un jet. Ces observations font l'objet d'une publication dans la revue Nature du 24/11/2005.

Schéma explicatif des jets
http://www.astrofili.org/astroemag/num8/getti_stellari/grafico00.gif

    Les modèles prédisent que le champ magnétique joue un rôle clé dans la physique des disques d'accrétion, des vents et des jets. Par exemple, la rotation du disque déforme le début du champ magnétique vertical (autour de l'axe de rotation) qui répond en ralentissant le plasma dans le disque en le faisant tomber vers l'étoile centrale. Le flux d'énergie magnétique produit dans ce processus éloigne du disque le plasma en le poussant vers l'extérieur, produisant un vent à partir du disque et parfois un jet collimaté. Mais ces prédictions non pas étaient, jusqu'ici, corroborées par des observations. Nous parlons ici de la détection directe du champ magnétique au coeur du disque protostellaire FU Orionis. Le champ magnétique extérieur atteint des forces d'environ 1 000 Gauss (1 Gauss = 10-4 Tesla)* près du centre du disque, et il inclut une composante azimutale significative, en bon accord avec les modèles récents. Mais l'équipe a constaté que le champ est très "filamenteux" et ralentit le plasma du disque beaucoup plus que ne le prévoyaient les modèles, pouvant expliquer pourquoi FU Ori ne collimate pas son vent dans un jet.

 1) ESPaDOnS est un projet financé dans le cadre d'un partenariat entre la France (CNRS/INSU, Ministère de la Recherche, LATT - Observatoire Midi Pyrénées, Laboratoire d'Etudes Spatiales et d'Instrumentation en Astrophysique - Observatoire de Paris), le Canada (NSERC), le Télescope Canada-France-Hawaii et l'ESA (ESTEC/RSSD). La première lumière au TCFH a eu lieu le 2 Septembre 2004.

Source originale: Institut National des Sciences de l'Univers (INSU - CNRS)   http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1615

   
*Le champ magnétique à la surface du Soleil est de l’ordre de 0,01 Tesla (soit 20 fois celui de la Terre: 5 G).

  1. Formation des jets

    Pour certains modèles (dits magnétocentrifuges, proposés en 1976), la rotation du disque d'accrétion parvient à torsader le champ magnétique initial (supposé primordial et orienté perpendiculairement au disque). Celui-ci freine le plasma du disque et provoque sa chute vers les régions centrales. Le flux d'énergie magnétique produit dans cette opération pointe vers l'extérieur du disque et parvient à pousser le plasma hors du disque, en formant un vent et parfois même un jet collimaté (animation ci-dessous). D'autres modèles (dits dynamos) suggèrent que le champ est produit à l'intérieur même du disque, par des processus proches de ceux qui génèrent le champ magnétique du Soleil.

Simulation des jets
http://cdfinfo.in2p3.fr/~fcasse/MAES_MOVIE.gif

Accrétion et éjection (Casse & Keppens 2004). La rotation du disque (au centre de l'image) torsade le champ magnétique (représenté ici en jaune) initialement vertical, ce qui conduit à l'expulsion de matière perpendiculairement au disque (cylindre bleu sur l'image) et à la formation d'un jet collimaté. Ce résultat a été obtenu par simulation numérique.
Pour en savoir plus :

Contact :

Sources:

http://www.insu.cnrs.fr/web/article/art.php?art=1615

http://www-laog.obs.ujf-grenoble.fr/Recherche/PhenomenesHauteEnergie/plasmas/smae/articlePLS.pdf
 

 

  1. Hubble a vu des jets

   Le télescope spatial Hubble a fourni un regard détaillé sur les processus changeants, éruptifs et dynamiques accompagnant les étapes finales de la construction d'une étoile.

   Ces trois images fournissent un regard très précis sur les disques de poussières et de gaz qui s'effondrent pour construire des étoiles et fournir les ingrédients pour un système planétaire. Les images montrent également des jets de gaz très chauds, comme ceux des lampes à souder, sortant des profondeurs de plusieurs systèmes embryonnaires en jaillissant des étoiles à des millions de km/h. Les observations de Hubble ont jeté une nouvelle lumière sur une des questions centrales de l'astronomie moderne: comment des nuages de gaz interstellaire très ténus peuvent-ils former des étoiles comme le Soleil ?

 

Objets Herbig-Haro vus par Hubble
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1995/24/images/a/formats/web_print.jpg

 

    Ces images des jets gazeux de 3 étoiles nouvellement formées, vues par Hubble, montrent, avec des nombreux détails, le processus de formation et ils pourraient nous aider à résoudre le secret de la naissance des étoiles. Les jets servent à évacuer une grande partie de la masse du disque et son moment cinétique, communs dans la dynamique de la formation d'étoile. Ils sont soufflés au loin du disque du gaz et de poussières tombant sur une étoile embryonnaire.

    L'image en haut et à gauche, montre un objet protostellaire appelé HH-30 (Herbig - Haro 30) qui révèle les bords du disque encerclant une nouvelle étoile en formation. La lumière de l'étoile illumine le dessus et le dessous du disque, les rendant visibles, tandis que l'étoile elle-même est cachée derrière les parties les plus denses du disque. Le jet est émis perpendiculairement au disque d'accrétion, vu ici par la tranche (et qui apparaît comme une zone sombre entre deux lobes brillants, en bas de l'image) (INSU). Il émane de la région interne du disque et probablement directement de l'étoile elle-même. L'image détaillée montre pour la première fois que le jet s'étend sur plusieurs milliards de km de l'étoile, mais il reste confiné en un mince faisceau. La protoétoile se situe à 450 al de nous, dans la constellation du taureau.

   L'objet de l'image en haut et à droite est un jet différent et plus allongé appelé HH-34, qui montre une structure remarquable ressemblant à des bouffées. Autrefois, les scientifiques pensaient avoir affaire à un effet hydrodynamique (similaire aux traînées laissées par les avions à réaction à très haute altitude), cette structure est actuellement produite par une machine qui, comme un canon,  souffle des "bouffées" de gaz chauds très denses depuis l'étoile à la vitesse de 2,5 millions de km/h. Cette structure suggère que l'étoile passe par des réajustements épisodiques où des gros "blocs" de matière chute sur l'étoile à partir du disque environnant. La protoétoile se trouve à 1 500 al et à proximité de la Nébuleuse d'Orion, une région propice aux naissances d'étoiles.

   Quant à l'image du bas montrant HH-47, elle révèle un jet  (~ ½ UA), très compliqué de 5 000 milliards de km qui indique que l'étoile (cachée à l'intérieur d'un nuage de poussières près du bord gauche de l'image) pourrait subir des effets gravitationnels en raison de la présence d'une étoile compagnon. La vue détaillée de Hubble prouve que le jet a creusé une cavité dans le nuage de gaz et voyage maintenant à grande vitesse dans l'espace interstellaire. Les ondes chocs se forment quand le jet se heurte au gaz interstellaire, entraînant la brillance du jet. Les filaments blancs du côté gauche réfléchissent la lumière de l'étoile obscurcie, nouvellement née. Le système HH-47 est à 1 500 al, à la frontière de la nébuleuse de Gum (du nom de l'astronome australien Colin Gum), qui serait les restes du ancienne supernova visible dans l'hémisphère sud en direction des constellations de la poupe et du voile.

   L'échelle représenté en bas et à gauche de chaque image représente 150 milliards km soit mille fois la distance Terre-Soleil ou bien environ 20 fois la taille du Système solaire. Toutes les images furent prises par la caméra planétaire 2 à grand champ dans le visible. La désignation HH signifie Herbig - Haro du nom de 2 astronomes qui ont étudié ces nébuleuses associées à la naissance des protoétoiles.

Voir aussi: http://www.stsci.edu/stsci/meetings/shst2/ballyj.html

 

  1. D'autres jets

jets de Cygnus A
Cygnus A - C. Carilli, NRAO.
http://www.ast.leeds.ac.uk/pics/cyga_v3.jpg

   Voici le jet à partir d'une galaxie active. Les deux lobes de Cygnus A, vus en émission radio, s'étendent sur plus de 500 000 al et sont alimentés par des jets des particules énergiques formé près d'un trou noir de 2,5 milliards de masse solaire. Les jets semblables sont parmi les sources des rayons gamma, à énergie très élevée, observées et peuvent être des emplacements pour l'accélération des rayons cosmiques les plus énergiques. 

    Tandis qu'il y a des similitudes fondamentales dans la physique de ces objets, leurs échelles sont très différentes.

  1. Etoiles T Tauri  

     Le premier objet Herbig-Haro a été observé au cours du 19e siècle par Sherburne Wesley Burnham (18381921) lorsqu'il regarda l'étoile T Tauri, découverte en octobre 1852 par Hind, avec le télescope de l'observatoire de Lick. Cette étoile est située dans la constellation du Taureau et fait partie de l'amas ouvert des Hyades d'un diamètre de 8 al, composé de 200 étoiles. Il forme le V du Taureau. T Tauri est située à approximativement 460 al et sa magnitude varie de façon imprévisible entre +9,3 et +14. Burnham nota une petite tache à côté d'elle. Cependant, plus tard, cet objet fut catalogué simplement comme nébuleuse, plus connue sous l'appellation de  Nébuleuse de Burnham et n'a pas été identifié comme un objet à part entière. Cependant, T Tauri s'est avérée une étoile variable très jeune et le prototype d'une classe d'objets semblables connus sous le nom d'étoiles T Tauri qui ont atteint  un état d'équilibre entre l'effondrement gravitationnel et la génération d'énergie par fusion nucléaire. Elles sont toujours situées auprès des nuages moléculaires et caractérisées par des variations brutales et imprévisibles de leur magnitude apparente. Elles sont  âgées de 10 millions d'années au maximum  avec une masse inférieure à 3 masses solaires.  Elles sont en fait dans une phase intermédiaire entre le stade de protoétoile et celui d'étoile de faible masse appartenant à la séquence principale, comme le Soleil. Cette étape se caractérise par une très forte émission en infrarouge car entre 450 nm et 650 nm (longueurs d'onde du rayonnement visible) le rayonnement est absorbé et réémis par les poussières relativement froides qui l'entourent. L'observation en X  (< 300 nm) est particulièrement efficace pour découvrir ces étoiles. L'émission X des étoiles T-Tauri est provoquée par une activité magnétique analogue à celle du Soleil (1).

(1) http://dphs10.saclay.cea.fr/Phys/Sap/Activites/Science/Etoiles/EmissionX/page.shtml#bibli2

  1. Objets Herbig-Haro

schéma explicatif des objets Herbig-Haro
http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/
thumb/6/6a/HH_object_diagram.svg/
300px-HH_object_diagram.svg.png

   Les objets Herbig-Haro (HH) sont des nuages de poussières, situés de part et d'autre de jets de gaz à haute vitesse issu de jeunes étoiles ou des nuages de gaz qui ont été percuté par de tels jets.

   50 ans après la découverte de Burnham, plusieurs nébuleuses similaires furent découvertes, lesquelles étaient trop petites pour avoir l'apparence d'étoile. Ensemble George Herbig et Guillermo Haro firent des observations indépendantes de quelques unes durant les années 40. Herbig contempla la nébuleuse de Burnham et trouva qu'elle affichait un spectre électromagnétique inhabituel, avec une remarquable émission de raies d'hydrogène, de soufre et d'oxygène. Haro découvrit que tous les objets de ce type sont invisibles en infrarouge. 

   Suite à leur découverte indépendante, Herbig et Haro tinrent une conférence à Tucson en Arizona. Herbig avait au commencement prêté une petite attention aux objets qu'il avait découverts, étant principalement concerné par les étoiles voisines, mais il avait entendu parler des travaux de Haro qui avait effectué des études plus détaillées sur eux. L'astronome soviétique Viktor Ambartsumian a donné leur nom aux objets en se basant sur le fait que les jeunes étoiles (âgées de quelques centaines de milliers d'années) suggéraient qu'elles peuvent représenter une étape précoce de formation des étoiles T Tauri.

   Des études montrèrent que les objets Herbig-Haro étaient fortement ionisés et les premiers théoriciens ont spéculé qu'ils pourraient contenir les étoiles chaudes de faible luminosité. Cependant, l'absence du rayonnement infrarouge des nébuleuses signifie qu'il ne peut pas y avoir d'étoiles à l'intérieur, car celles-ci auraient émis en infrarouge. Les études antérieures ont suggéré que les nébuleuses pouvaient contenir des protoétoiles, mais par la suite les objets Herbig-Haro permirent de comprendre que la matière éjectée par les jeunes étoiles voisines, et, en se heurtant à des vitesses supersoniques au milieu interstellaire, crée des ondes de choc produisant un rayonnement visible.

   Au début des années 80, des observations révélèrent pour la première fois que les jets étaient naturels dans la plupart des objets Herbig-Haro. Cela conduisit à comprendre que la matière éjectée est hautement collimatée en jet étroit. Les étoiles sont souvent entourées de disques d'accrétion dans leur première centaine de milliers d'années d'existence, qui se forment lorsque le gaz tombe sur elles et la rotation rapide des parties intérieures de ces disques mène à l'émission de jets étroits perpendiculaires et partiellement ionisés de plasma, connus sous le nom de jets polaires. Lorsque ces jets entrent en collision avec le milieu interstellaire, ils provoquent les petites taches lumineuses qui incluent les objets Herbig-Haro.

   Plus de 400 objets individuels Herbig-Haro ou groupe sont connus. Leurs mouvements sont très complexes. Les observations spectroscopiques doppler indiquent des vitesses de plusieurs centaines de km/s, mais les raies d'émission des spectres des objets Herbig-Haro sont trop faibles pour avoir été formées par de telles collisions à grande vitesse. Ceci signifie probablement qu'une partie de la matière à laquelle ils se heurtent et aussi en progression, mais à vitesse plus faible.

   La masse éjectée pour former un objet Herbig-Haro est estimée à environ 1 à 20 masses terrestres, ce qui est très peu comparée à la masse des étoiles elles-mêmes. La température observée dans ces objets est habituellement de 8 000 à 12 000°K, identique à ce qui fut trouvé dans d'autres nébuleuses ionisées telles les régions HII et les nébuleuses planétaires. Ces objets  sont constitués la plupart du temps d'hydrogène et d'hélium représentant respectivement 75% et 25% de leur masse. Moins de 1% de la masse des Herbig-Haro est constituée d'éléments lourds et l'abondance de ceux-ci est généralement similaire à ceux mesurés au voisinage de jeunes étoiles. A proximité de l'étoile source, environ 20 à 30% du gaz des objets sont ionisés, mais cette proportion décroît lorsque la distance s'accroît. Cela implique que la matière est ionisée dans le jet et qu'elle se recombine pendant qu'elle s'éloigne de l'étoile, plutôt que d'être ionisée par des collisions postérieures. Le choc à l'extrémité du jet peut re-ioniser de la matière, en augmentant la lumière des volutes.

Source:   http://en.wikipedia.org/wiki/Herbig-Haro_object

Pour en savoir plus: http://www.stsci.edu/stsci/meetings/shst2/ballyj.html

   Cette nouvelle image du télescope Hubble montre de nouveaux secrets sur la naissance d'étoile comme le révèle une paire de jet spectaculaire éjecté par une jeune étoile.

Objets Herbig-Haro HH1 et HH2
Credit: J. Hester (ASU), WFPC2 Team, NASA
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/1995/24/images/c/formats/web_print.jpg

 

   En haut - Bout à bout le jet s'étend sur plus d'une année-lumière soit 9 500 milliards de km. La source d'information de cette structure, une jeune étoile, se situe à mi-chemin, entre les jets cachés derrière un grand "nuage" sombre de poussières. Les nébuleuses, objets Herbig-Haro 1 et 2, presque symétriques  l'une de l'autre se situent à l'endroit où le jet percute le gaz interstellaire.

   La détection du rayonnement X dans HH2 (à droite), par le télescope spatial Chandra, implique des jets à 1 million de km/h qui labourent un nuage plus lent. Il en résulte une onde de choc qui échauffe le gaz à 1 million de degrés. La jeune étoile productrice des jets n'est détectable qu'en rayonnement infrarouge et en radio. 

   En bas, à gauche - Un plan rapproché d'une région proche de l'étoile révèle une série de globules rougeoyants de gaz, éjectés par l'étoile. Ceci fournit de nouveaux indices sur la dynamique du processus de formation d'étoile. Les jets sont éjectés d'un tourbillon de gaz et de poussière satellisés autour de la jeune étoile.

   En bas, à droite - La structure en pointe de flèche est une classique onde de choc produite quand la matière à haute vitesse rencontre un milieu à vitesse plus basse. Les jets stellaires ont été découverts il y a 20 ans, en partie grâce aux observations en lumière visible des nébuleuses (appelée les objets Herbig-Haro), qui semblent s'éloigner des protoétoiles associés.

   L'image a été prise avec la caméra planétaire 2 à grand champ. Les objets HH1 et HH2 se trouvent à 1 500 al dans la constellation d'Orion dont nous admirons ci-dessus la nébuleuse d'Orion.

Nébuleuse d'Orion
http://imgsrc.hubblesite.org/hu/db/2006/01/images/i/formats/web_print.jpg

  

http://hubblesite.org/newscenter/newsdesk/archive/releases/1995/24/image/c

http://chandra.harvard.edu/photo/2001/hh2/index.html

 

  1. Rotation des galaxies

    Après la généralité, voici la mise en rotation des galaxies. La galaxie est une collection d'étoiles et de matière éparse qui constitue un objet où chacune des parties vit son propre destin. La gravitation assure sa cohésion en développant une puissance importante au sein de masses compactes. Mais dans une galaxie, où la densité est faible, la gravitation gouverne avec une lenteur extrême, suffisante pour garantir une cohésion de l'ensemble. Lorsque le nuage s’effondre, son rayon diminue considérablement et le mouvement s’accompagne d’un important accroissement de la vitesse de rotation.  Puis le nuage se déforme, les poussières étant soumises à la force centrifuge. La matière est attirée vers le centre développant un effet de "baignoire". C'est la rotation qui a tendance à s'accentuer avec la contraction. 

    A l'échelle d'une galaxie, la contraction d'une masse gazeuse est réellement très lente. Si une formation a un diamètre de 500 000 al avec une masse de 300 milliards de Soleil, la vitesse d'évasion sera de 100 km/s ce qui lui garantit une véritable autonomie. En revanche , une pesanteur inférieure au millième de milliardième de la gravité terrestre (1.10-12 g) traduit une chute très très lente vers le centre de la formation. En un jour, les particules parcourent 3 cm, soit une distance dérisoire au regard des dimensions du nuage. A cette vitesse, le rayon aura diminué de 20% en 100 millions.

   Au départ, la rotation peut demeurer inexistante. La galaxie gardera alors une forme elliptique, voire parfaitement sphérique. La "chute" radiale de la matière engendre une activité radio intense, par suite des interactions entre les particules, tandis que se développe une "force de freinage" avec le rayonnement des étoiles, générateur d'une pression de radiation, très petite, mais suffisante pour s'opposer à une chute vers le centre dès l'instant où l'attraction est extrêmement faible.

  Les très grosses galaxies sont fréquemment sphériques telle que M87 à environ 45 millions d'al, dans l'amas de la Vierge, qui contient 300 milliards d'étoiles (AD 12h31 - DEC + 12°24). La force de gravitation est très faible dans une galaxie très étendue. Les galaxies sont incitées à tourner sur elles-mêmes, avec un mouvement d'autant plus prononcé qu'était marquée la rotation propre de la grande formation dont elles sont nées.  Et avec le temps l'effet de baignoire ne pourra que se développer, conférant une nouvelle physionomie aux galaxies si elles ne se disloquent pas: le mouvement très lent, d'où une force centrifuge très faible, mais la pesanteur d'une galaxie est elle-même insignifiante. Même pour une rotation effectuée en plusieurs centaines de millions d'années, la force centrifuge sera considérable, comparée à une pesanteur qui en règle générale sera très loin d'atteindre la milliardième partie de la pesanteur terrestre.

  Ainsi, rotation et masse apparaîtront comme les deux facteurs fondamentaux qui commandent l'évolution des galaxies. Dès que la rotation devient appréciable, la force centrifuge les déforme fortement en leur imposant une structure particulière avec un renflement central et un disque.

  Pour comprendre l'aplatissement il faut partir d'un nuage de gaz sphérique tournant sur elle-même. L'agitation moléculaire fait que toutes les régions ne tournent pas à la même vitesse. La force centrifuge, parallèle à l'axe de rotation tend à éjecter les constituants perpendiculairement à la trajectoire proportionnellement à la vitesse de rotation. Les régions équatoriales sont donc étirées, alors que les régions polaires ne sont soumises qu'à la gravitation. Si le rayon équatorial s'accroît, le rayon polaire diminue, ce qui tend à aplatir la sphère. Des millions d'années plus tard, la sphère est devenue une "galette".

http://www.obspm.fr/messier/JpgSm/m87.jpg

  1. Rotation des étoiles

   Alors qu'il se trouve dans la dernière phase de l'effondrement, avant la séquence principale, le protosoleil possède un diamètre au niveau de l'orbite de Mercure ( ~ 100 millions de km) avec une température de 100 000 °K. Auparavant c'était le règne de la gravitation qui entraînait la matière vers le centre. De nouvelles forces dues à la rotation vont se manifester et empêcher la matière destinée à former les planètes de tomber vers le centre.

  Les particules, bien que perturbées par la gravitation et les collisions, ne modifient pas les lois de conservation. Ainsi les forces intérieures ne peuvent pas modifier le mouvement du système, c'est-à-dire la translation et la rotation. La translation c'est la conservation de la vitesse d'origine au centre du système et pour la rotation, le moment angulaire total est la somme des moments angulaires de toutes les particules.

   Avec la rotation par rapport au centre de gravité du système et chaque particule repérée par son rayon r qui la joint au centre, le moment angulaire sera ce que nous avons vu plus haut mvr. La masse de la particule sera m, la vitesse de rotation v, c'est-à-dire la composante de la vitesse perpendiculaire au rayon vecteur, celle qui fait tourner le point autour du centre de masse et la longueur r du bras de levier. Afin de s'affranchir des calculs monstreux avec chaque particule, nous pouvons dire qu'une certaine quantité égale à MVR est constante, en acceptant de donner à M,V et R des valeurs moyennes qui caractérisent maintenant tout le système et non plus une seule particule (une telle approximation ne sera valable qu'à la condition que le système soit suffisamment homogène). Si donc une quantité telle que MVR est constante, une contraction du système, qui se traduit par une diminution de R  s'accompagne  immanquablement d'une augmentation de la vitesse V, en proportion inverse du rayon de l'objet. Il faut tout de suite préciser que le facteur qu'un tel calcul implique est colossal car, entre le moment où le nuage préstellaire entame sa contraction et le moment où l'étoile sera véritablement formée, il y a réduction de dimensions par un facteur d'un million. Si la vitesse de rotation initiale du nuage, jamais nulle par suite des mouvements désordonnés de la matière, se mesurait en centaines de mètres par seconde, on arriverait d'après ce calcul à des vitesses comparables à celle de la lumière.

   En réalité, les forces centrifuges vont jouer un rôle majeur et contrecarrer les effets de la gravitation. En effet, si la vitesse V varie comme l'inverse d'un rayon, en 1/R, l'accélération centrifuge, égale à V 2/R, va varier comme 1/R 3 , donc plus rapidement que les forces de gravitation qui ne varient que selon 1/R 2. Les forces centrifuges rattrapent les forces de gravitation et arrêter la contraction. Ce sont elles qui, s'exerçant radialement à partir de l'axe de rotation, vont aplatir la nébuleuse primitive. C'est pour cela que les planètes formées plus tard, tournent en suivant l'écliptique.

    Or un frein a joué pour empêcher une accélération du mouvement de rotation, faisant que le Soleil tourne lentement à environ 2km/s. le moment angulaire se transférerait des régions internes qui tournent plus vite, vers les régions externes qui tournent plus lentement, ces dernières étant entraînées par les premières. Ce transfert de moment angulaire est rendu possible par la turbulence du milieu qui joue une certaine viscosité. Cette viscosité empêche les diverses couches successives de glisser les unes sur les autres sans échanger de mouvement. Le champ magnétique joue un rôle par les forces qu'il exerce sur les particules chargées qui ajoute aussi une certaine viscosité. Une fois transféré vers les parties extérieures, le moment angulaire serait évacué grâce à l'éjection de la matière qui le porte en se diluant dans le milieu environnant.  Selon ce processus, c'est l'ensemble des objets situés entre les étoiles, qui aurait emporté une grande partie du mouvement angulaire. Le moment angulaire doit être évacué entièrement pour rendre au milieu interstellaire une masse identique à celle de l'étoile centrale. Dans le cas du Soleil, les astronomes pensent que cette masse a dû s'évacuer en 10 ou 100 000 ans. Ainsi, l'évolution d'une étoile est bien tributaire de son environnement pour se former.

  Ainsi le scénario est simple. Il faut accréter de la matière autour d'un noyau, puis il faut une éjection de la matière aux confins du système. Mais non seulement l'extérieur est soumis aux brassages gigantesques, l'intérieur y est aussi par l'intermédiaire des turbulences convectives qui permettent d'amener à la surface les couches internes plus chaudes, endroit où elles se refroidiront en émettant de la lumière.

   Pendant que la formation de l'étoile continue, les planètes se façonnent, la matière excédentaire est repoussée vers les confins du système. C'est un véritable nettoyage. Bientôt l'étoile pourra vivre sans matière autour faisant écran.

  1. Rotation des pulsars

   Les pulsars sont des manifestation observationnelle d'étoiles formées de matière baryonique dégénérée, à densité nucléaire, appelées "étoile à neutrons" d'un rayon de quelques km.

    L'origine de la rotation rapide des pulsars s'explique facilement par le principe de la conservation du moment cinétique. Ce principe est l'équivalent pour la rotation du principe de conservation de la quantité de mouvement; c'est en vertu de ce principe que la vitesse de rotation d'un patineur artistique s'accélère lorsqu'il ramène ses bras vers le corps: plus un objet est compact, plus il doit tourner vite pour maintenir constant son moment cinétique. La période de rotation d'une étoile de la série principale tournant sur elle-même en environ un mois, comme le Soleil, sera ramenée à 1 seconde environ si l'étoile est comprimée à la taille d'une étoile à neutrons.

    Prenons un exemple. Une étoile de rayon 800 000 km se contracte en une étoile super dense de 80 km de rayon. La forme reste sphérique et la masse est conservée. En vertu de la conversation du moment cinétique, la contraction de l'étoile s'accompagne d'une augmentation de sa vitesse de rotation. Alors que l'étoile tournait initialement sur elle-même avec une période de  100 jours, elle tourne en fin de contraction avec une période P bien plus courte. 

P = P0 (R/R0)2

    Le moment d'inertie étant égal à 2mR2/5, cela nous donne après résolution R02/P0 = R2/P donc :

    La période du pulsar est donc :  P = 864.104 x (10-4)2 ~ 90 millisecondes

 

  1. Les poussières interstellaires

   Notre Univers est un endroit très poussiéreux. La poussière se trahit généralement en bloquant la lumière émise par les étoiles et les nébuleuses qui se trouvent derrière, créant parfois des formes.  

   Le télescope Hubble a photographié la nébuleuse de la tête de cheval (barnard 33) le 24 avril 2001, à la suite d'une forte demande de la part du public, pour célébrer le 11e anniversaire de sa mise en orbite. Ainsi, la Nébuleuse nous dévoile ses structures complexe du nuage de gaz et de poussières. La silhouette est provoquée par IC434 qui brille derrière, partie supérieure gauche de la tête.  La nébuleuse de la tête de cheval est considéré comme la cousine de la nébuleuse de l'Aigle. Toutes les 2 recèlent des pépinières d'étoiles jeunes cachées au sein de nuages froids, constitués de gaz et de poussières, excités par le rayonnement de ces étoiles jeunes, par exemple celle-ci blottie sur le sommet de la tête.

    Les astronomes amateurs testent leurs compétences en les observant . Il est connu que la difficulté des amateurs réside dans la taille de leurs instruments. La beauté de la Tête de Cheval est particulièrement appréciée avec un champ large. Cette image a été composé par l'équipe du Hubble Heritage avec l'aide du télescope de 90 cm du NOAO ( National Optical Astronomy Observatory) de la National Science Foundation,  piloté au sol, par Nigel A. Sharp au Kitt Peak National Observatory près de Tucson, Arizona..


 
http://oposite.stsci.edu/pubinfo/pr/2001/12/content/0112w.jpg

Image Credit: NASA, NOAO, ESA and The Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
Acknowledgment: K. Noll (Hubble Heritage PI/STScI), C. Luginbuhl (USNO), F. Hamilton (Hubble Heritage/STScI)

  Cette nébuleuse, dans la constellation d'Orion, est le siège de formation d'étoiles dans la Voie Lactée. Le satellite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) observera la région à des longueurs d'onde semblables pour voir les poussières qui souvent entourent les régions d'étoiles en formation.

   Mais personne ne sait  à quoi ressemble exactement un grain de poussière interstellaire . En étudiant l'absorption , l'émission et la réflexion de la lumière par la poussière, les astronomes savent que la poussière interstellaire est très différente de la poussière, de n'importe quelle maison, est constituée essentiellement de cellules et de fibres.

   La plupart des analyses sur l'extinction, l'absorption et l'efficacité de la dispersion des grains de poussières interstellaires emploient la théorie de Mie, qui résout les champs électromagnétiques dans un grain de poussière sphérique ou cylindrique. Mais les grains de poussière dans le milieu interstellaire sont très peu susceptibles d'être sphériques et la situation la plus probable est celle où les grains de poussière peuvent entrer en collision et se coller ou se percuter et se briser, menant à une distribution des tailles et à une distribution aléatoire des formes. Les grains de poussière interstellaire sont composés principalement de carbone, silicium et oxygène et mesurent généralement moins d'un µm (1.10-6). Afin de modéliser une telle situation, Edward L. Wright a réalisé des grains aléatoirement formés dans un ordinateur en utilisant un processus aléatoire de collision (ci-dessous).

http://www.ensmp.fr/Fr/CENERG/SCPI/DocMateriel/ImageDoc/Diapositive3.JPG

   Des grains de poussière fractale sont produits par coagulation de petites sous unités, démarrant avec des monomères. Deux monomères se percutent et se collent pour former un dimère. La figure ci-dessous montre un processus où 2 dimères se percutent pour former un tétramère, 2 tétramères se percutent pour former un octamère et ainsi de suite.


http://www.astro.ucla.edu/~wright/dust/

 

  Cela produit ce que Edward L. Wright appelle des fractales de Neil J. Cornish et Janna J. Levin (CL fractals). Leur méthode fractale sur des coordonnées indépendantes montre que l'Univers est homogène et en général anisotropique, mais chaotique à l'intérieur.

   Un processus alternatif où un monomère rencontre un dimère, donnant un trimère, qui se heurte alors à un autre monomère pour donner un tétramère. Ce processus d'ajouter un monomère  à un autre donne un fractal DLA  (diffusion limited aggregation ou absorption irréversible). La figure ci-dessous montre un fractal DLA  et un fractal CL , tous les 2 ayant la même masse.


http://www.astro.ucla.edu/~wright/dust/

 

   L'image ci-dessus montre le résultat d'un modèle d'adhésion fractale de grains de poussière impliquant une agglomération au hasard de composants sphériques de propriétés différentes, ici artificiellement mis en évidence par des couleurs différentes.


http://www.astro.ucla.edu/~wright/dust/cl_1024.gif

 poussières interstellaires 
Credit & Copyright: E. L. Wright (UCLA)

pour voir la poussière en 3D. Il suffit de loucher en prenant du recul par rapport à l'écran:
http://www.astro.ucla.edu/~wright/dust/cl_1024s.gif

croissance DLA:  http://apricot.polyu.edu.hk/~lam/dla/dla.html

Assemblage:  http://www.astro.ucla.edu/~wright/dust/

Edward L. Wright: wright@astro.ucla.edu
Phone: (310)825-5755

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/image/0307/fractaldust_elw.gif

 

  1. Les étoiles R Coronae Borealis

  Une production des poussières provient des étoiles de type R Coronae Borealis (les étoiles R coronae borealis du Petit Nuage de Magellan) (RCB). Ce type d'étoiles  varient de façon spectaculaire et de manière imprévisible d'un facteur pouvant atteindre mille en quelques semaines (~40 jours). Elles retrouvent leur brillance normale sur plusieurs mois successifs. Cette atténuation spectaculaire est provoquée par d'énormes nuages de  poussière semblables à de la suie ou de la poudre de mines de crayon, qui couvrent une grande partie de la surface de l'étoile. La surface des étoiles R Coronae Borealis est généralement pauvres en hydrogène et riche en carbone et d'azote, qui incite à penser qu'elles sont issues de restes d'étoiles évoluées et qu'elles sont très vieilles. Pratiquement toutes les étoiles R Coronae Borealis pulsent, ce qui explique les épisodes de formation de poussières qui sont éjectées de l'étoile.

  Wright (1989) a proposé que le phénomène est provoqué par des grains fractals de graphite, chacun étant composé de nombreuses sphérules de graphite de moins de 15 nm de rayon (< 15.10-9). Les scientifiques ont démontré que les données et les modèles de formation de poussières sont plus en accord avec l'ancien modèle de Hecht et al. (1984): la poussière de type de R CrB se composerait de petits (moins de 100 nm de rayons) grains vitreux ou amorphes de carbone. Cela ne peut pas éliminer qu'un nombre significatif de grains fractal existent, à condition qu'ils aient les propriétés diélectriques différentes du graphite en bloc et plus proche du carbone amorphe et que les grains individuels dans les fractals sont au-dessous d'une taille de 1 nm. Cependant, l'existence de tels grains fractals autour des étoiles de R CrB pourrait être éliminée par le manque de caractéristique 2400 Å ( le fer) dans les courbes d'extinction interstellaire .

  1.  Simulation de fractales DLA

 


http://apricot.ap.polyu.edu.hk/dla/dla.html

  Des fractales DLA peuvent être produites en cliquant sur "GROW". Pour observer des détails sur le processus de croissance cliquez sur GROW SLOW. Des particules, ajoutées à l'agrégat à des périodes différentes, sont colorisées avec différentes couleurs.

   DLA est un des modèles les plus importants de la croissance fractale. Il fut découvert par 2 physiciens T.A. Witten et L.M. Sander , en 1981. La règle de croissance est remarquablement simple. Nous commençons par une graine immobile sur le plan. Un marcheur est alors lancé d'une position aléatoire, de proche en proche, lui permettant ainsi de se répandre. S'il touche la graine, il est immédiatement immobilisé et devient une partie de l'agrégat. Nous lançons alors des marcheurs identiques, un par un, et chacun d'eux s'arrête en touchant sur le faisceau. Après le lancement de plusieurs centaines de particules, il en résulte un amas à structure en branches complexes .

  "Grow slowly": Ce bouton lance une illustration de l'algorithme. Nous lançons des "marcheurs" à partir d'un " cercle de lancement " qui inscrit le faisceau. Ils sont expulsés s'ils errent trop loin et dépassent un " cercle de massacre ".
Pendant le lancement ou la mort, le cercle correspondant est montré respectivement en rouge ou en bleu. La diffusion est simulée par des déplacements successifs d'un dixième du diamètre de particules chacun, dans une direction aléatoire indépendante. Après chaque étape, toutes les particules sur le faisceau sont vérifiées pour détecter le recouvrement avec le marcheur qui formerait une connexion.

  "Grow": Ce bouton lance une simulation beaucoup plus rapide. Le cercle de lancement est placé pour être le plus petit cercle inscrivant le faisceau, tandis que le cercle tueur est 5 fois aussi grand pour se rapprocher d'un cercle infini de massacre. L'amélioration de l'efficacité permet à chaque marcheur de sauter par-dessus la plus longue distance possible qui est encore dégagée dans n'importe quelle partie du faisceau. De nouveau, nous vérifions la position de chaque particule dans le faisceau pour déterminer à quelle distance un marcheur peut sauter.

Auteur: Chi-Hang Lam, Physique appliquée, Université Polytechnique de Hong Kong  

 

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