L'étoile, et le Soleil en est une, est une usine de transformation de l'hydrogène. Elle a créé tout ce que nous avons. Grâce à la nucléosynthèse, nous lui devons la vie.

 Si le mot trouvé ne vous convient pas, appuyez à nouveau sur "rechercher". La recherche s'incrémentera sur le 2ième mot et ainsi de suite. Essayez avec étoile.

    Selon une équipe de recherche menée par l'université de Jason Tumlinson à Chicago, les résultats du satellite de la Nasa WMAP, suggèrent que les toutes premières étoiles, qui se sont formées très tôt dans l'histoire de l'univers, étaient plus petites que les géantes massives, mais néanmoins plus grandes que les étoiles typiques  de notre univers actuel.

Credit: National Science Foundation and NASA
http://www.spaceflightnow.com/news/n0406/07firststars/

  Jason Tumlinson,  scientifique en astronomie et astrophysique de l'université de Chicago, a déclaré qu'ils étaient parvenus à réconcilier dans une théorie simple, les deux indicateurs essentiels et très différents, de la nature des premières étoiles. Tumlinson présenta la théorie à la société astronomique américaine lors d'une conférence à Denver, début juin 2004. Aparna Venkatesan et J. Michael Shull de l'université du Colorado sont les co-auteurs.

    Aucun télescope actuel n'est assez puissant pour voir les premières étoiles, mais les astronomes peuvent deviner leur existence en se basant sur les indices qu'elles ont laissé derrière elles. En 2001 et 2002, le satellite de la Nasa WMAP (Wilkinson Microwave Anistropy Probe) a regardé la plus vieille lumière de l'univers, résidu du Big bang, le fond diffus cosmologique. Il a trouvé sous forme de gaz ionisé (chargé électriquement) flottant entre les galaxies, l'indice tant convoité. WMAP montra que ce gaz intergalactique fut ionisé environ 200 millions d'années après le Big bang par des étoiles très massives, avec en gros 200 à 500 masses solaires et plus massives que celles que nous voyons n'importe où aujourd'hui. Elles  furent extrêmement efficaces pour produire une radiation ionisante. Ainsi les chercheurs en déduisent que les premières étoiles devaient être assez massives pour produire cette ionisation.

   Mais les plus vieilles étoiles de la Voie Lactée que les astronomes peuvent voir dans le ciel d'aujourd'hui , sont âgées d'environ 13 milliards d'années. Selon Venkatesan, membre du National Science Foundation à Colorado et Ph.D. Alumna de l'université 2000 de Chicago, elles furent formées juste après les premières étoiles en raison du gaz et des éléments lourds qui furent répandus dans l'espace lors de l'explosion des premières  étoiles en supernovaæ. Le rapport des éléments lourds observés dans la deuxième génération d'étoiles ne pouvant pas avoir été produit par les étoiles les plus massives liées aux études de WMAP pose un problème. C'est en contradiction avec le résultat précédent. Son équipe a mis en accord les résultats en formulant une théorie montrant comment les étoiles de 20 à 100 masses solaires seraient, ensembles, suffisamment vastes pour satisfaire les résultats de WMAP et produire les éléments lourds détectés dans les très vieilles étoiles par les télescopes terrestres. Ils ont déclaré que pour la production précoce d'éléments lourds, étoiles massives ne signifie pas extrêmement massives.

   Cette théorie correspond bien avec ce que les astronomes connaissent sur la façon dont les étoiles des diverses masses se forment dans la galaxie. Il y a beaucoup d'étoiles de très petites masses comme le Soleil, et lorsque la masse s'accroît, la quantité diminue. Il y a très peu d'étoiles massives d'une centaine de masses solaires dans la Galaxie. En accord avec la théorie, ces étoiles massives sont beaucoup plus nombreuses dans la première génération.

   En conclusion, Aparna Venkatesan a déclaré que la durée du maintien des conditions pour former les premières étoiles dans le fond diffus cosmologique et comment ces objets pourront être détectés à l'avenir, restent un problème à résoudre. Elle rajoute que prévoir la manière dont les premières étoiles ont affecté leur environnement et si elles ressemblaient aux étoiles de notre Voie Lactée est une information critique utile à la planification des futurs télescopes et instruments et en interprétant leurs données.
http://origins.colorado.edu/~tumlinso/fs.html

  système planétaire et son étoile en accroissant sa masse. Pour conserver le moment cinétique de l'ensemble, une fraction du gaz est éjecté perpendiculairement au disque à la vitesse d'environ 400 km/s, formant 2 jets opposés.  Les jets percutent la matière environnante en  produisant une importante onde de choc qui chauffe le gaz ambiant en provoquant un rayonnement qui se traduit par une lumière verte pour les atomes d'hydrogène, bleue pour les ions de soufre et quelques autres atomes et ions, parfois rouge, sur le gaz environnant l'étoile. Le jet  bleu en haut de l'image ci-contre s'étend à plus de 0,2 al  (1,9.10¹² km) et il est pointé presque vers nous, tandis que l'autre jet, en bas, s'étire du côté opposé de l'étoile. Il est peu visible car il est obscurci par les poussières entourant l'étoile et aussi il y a moins de matière expulsée. Il mesure 40" arc sur le fond du ciel, soit 12 000 UA (unité astronomique = distance Terre-Soleil) de l'étoile centrale.

caractéristiques de cet objet:

ascension droite:   19h20mn33s13
déclinaison          : + 11° 01' 20" 09
magnitude visuelle de l'étoile centrale: 17,5
l'image fait 1'6 mn d'arc en vertical
inclinaison des jets sur le fond de ciel: 70°
longueur totale des jets : 0,54 al

retour à M82

   Au début était l' hydrogène. Mais alors, d'où viennent les autres éléments? Tout simplement des étoiles.

   Ce sont d'immenses usines de transformation.

   Nous avons vu comment passer de l'hydrogène à l'hélium. La lutte incessante entre la force intérieure et la force de gravitation, oblige l'étoile à lutter toute sa vie pour éviter son écrasement par la gravitation. Pour cela sa température interne augmente sans cesse en entraînant des modifications des éléments qui la composent. Ces éléments deviennent de plus en plus lourds. A priori, un noyau ne devrait pas changer de nature en absorbant un neutron. Mais il devient de plus en plus lourd et de ce fait, instable. En présence de nickel 60 ( 28 p + 32 n ) absorbant un neutron, il devient du nickel 61 ( 28 p + 33 n ) et il devient plus lourd, donc instable. Continuons avec 1 neutron de plus pour le nickel 63 ( 28 p + 35 n ), l'instabilité va l'emporter.

      Au bout de 85 ans, le nickel 63 à 1 chance sur 2 de devenir du cuivre 63 ( 29 p + 34 n ). Un neutron s'est transformé en proton avec émission d'un électron et d' un anti-neutrino: c'est la radio-activité Bêta.

     Le mouvement se poursuit. En absorbant un neutron, ce cuivre devient du cuivre 64 ( 29 p + 35 n ) instable, qui va se transformer en zinc 64 ( 30 p + 34 n ). Les gros noyaux sont en effet fabriqués au prix d'une énergie qu'ils emmagasinent. Il existe pour chaque élément plusieurs formes de noyaux, qui représentent autant d'isotopes, chacun pouvant gravir son propre escalier. Le temps d'arrêt sur chaque marche dépend des nombres magiques dont est constitué le noyau:

  2 - 8 - 20 - 28 - 50 - 82 - 126

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   Les gros noyaux s'allègent en éjectant des noyaux d'hélium et en produisant un rayonnement appelé radio-activité alpha. Elle est productrice d'énergie, qui permet à l'étoile de puiser, dans ses éléments les plus lourds, les ressources d'une activité du 3ième âge, quel que soit le sort des autres processus. Cela peut durer très longtemps, des millions, voire des milliards d'années. Au-delà, cette période diminue : plus un noyau est gros, plus il est promis à une instabilité importante, entraînant une explosion donnant naissance à une supernova (voir ci-dessous), tel que celle observée le 23 fev 1987 à 7h36, qui va ensemencer l'univers de tous ces éléments. Nous sommes tous issus des étoiles.

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1. Magnitude

    Nous pouvons, dans de bonnes conditions, contempler 4000 étoiles à l'œil nu, dans  un l'hémisphère, avec une excellente vue. Cela signifie que nous voyons jusqu'à la magnitude 6.

   La magnitude est une échelle permettant de classer l'éclat des étoiles. Plus ce chiffre est élevé, plus l'éclat est faible, et plus ce chiffre est faible, plus l'astre est lumineux. La magnitude 0 étant la référence, elle correspond à l'étoile Véga. Pour des luminosités plus importantes, on utilise des nombres négatifs. Ainsi, le Soleil à une  magnitude de  - 26, la Pleine Lune de - 14, Vénus de - 4,4 et l'étoile Polaire de + 2,2.

   Entre 2 magnitudes l'écart est de 2.5 (2,5^mag) . Une étoile de mag 4 est 2,5 fois plus lumineuse qu'une étoile de mag 5. L'étoile la plus brillante de mag -1,5 (Sirius) est 1 000 fois plus lumineuse que celles de mag 6 limite de l'observation à l'œil nu pour un observateur ayant une excellente vision.

   A titre d'exemple, voici le nombre d'étoiles visibles pour chaque grandeur:

• 1ière grandeur       :        21

• 2ième grandeur     :        50

• 3ième grandeur     :      150

• 4ième grandeur     :      450

• 5ième grandeur     :   1 350

• 6ième grandeur     :   4 000

  Plus la magnitude augmente, plus le nombre d'étoiles à observer s'accroît.

  Le Télescope Spatial ( Hubble ) observe jusqu'à la magnitude 29, soit une luminosité de 140 milliards de fois inférieure à Véga et des milliards d'étoiles à observer.

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2. Couleur

   Les étoiles sont aussi caractérisées par leur couleur, qui dépend de leur température, ainsi:

1. Bételgeuse ( à 520 al, dans la constellation d' Orion et dont le diamètre est de 600 fois celui du Soleil ) et Aldébaran (à 68 al, dans la constellation du Taureau ) sont de couleur rouge.

2. Capella ( à 45 al, dans le cocher) et le Soleil sont de couleur jaune.

3. Sirius ( à 8,5 al, dans le Grand Chien ) et Véga ( à 26,5 al, dans la Lyre ) sont de couleur blanche.

4. L'épi de la Vierge  (Spica) est de couleur bleu.

3. Spectre

   La seule méthode pour obtenir des informations sur l'atmosphère des étoiles est l'analyse de leur spectre. Chaque étoile est classée suivant son spectre, qui, tout comme sa couleur, dépend de sa température:

  Plus une étoile est massive, plus elle est lumineuse et plus elle consume rapidement son hydrogène  (relation masse-luminosité). Mais le temps passe et ainsi les réserves d'hydrogène diminuent.

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    C'est Ptolémée qui, le premier, a fait un classement de 1 à 6, en l'an 137. Aujourd'hui, les étoiles sont classées dans un ordre défini en 1901 par l'observatoire de Harvard:

                  O - B - A - F - G - K - M - S

  Un moyen mnémotechnique permet de se souvenir de cet ordre:

O Be A Fine Girl, Kiss Me Sir

  Mais la diversité a obligé de créer des sous-classes pour rendre compte des différences. Ainsi 10 sous-classes, de 0 à 10, furent adjointes aux 7 classes. Ce qui donne par exemple: A0 - B5 - M9 et donc, une étoile appartenant à la classe B9 sera proche de celle de la classe A0.

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   L'accroissement de la pression interne, due à la gravitation,  est responsable de l'élévation de température de son cœur,  entraînant inéluctablement la modification du noyau des atomes. La matière se transforme et à la fin de sa vie, l'étoile va évoluer en fonction de sa masse de départ. La masse du Soleil étant prise en référence, l'étoile, dont la masse de départ est:

1. < 0,5 Soleil, terminera en une naine blanche.

2. entre 0,5 et 2 Soleil,  sera une géante rouge, puis une naine blanche.

3. entre 1,2 et 3,5 Soleil  sera un pulsar  ou un magnétar.

4. pour 3,5 Soleil et plus,  sera un trou noir .

   Au cours de son évolution, il y a transformation de:

• l'hydrogène en hélium, par une température de 20 millions °K , entraînant la phase géante rouge. Le soleil s'étendra jusqu'à l'orbite de Mars.

• de l'hélium en carbone et oxygène par une température de 100 millions de ° K, entraînant la phase super géante rouge.

• de carbone en néon, sodium, magnésium par une température de 500 millions de ° K.

• d'oxygène en silicium, phosphore et soufre par une température de 1 milliard de ° K.

• lorsque le fer est atteint, un emballement se produit.

  Alors à partir de là, les événements s'accélèrent. En quelques heures, l'étoile ne peut plus contenir les forces qui vont la faire exploser. Lors de l'explosion, il y a création d'éléments très lourds. C'est la supernova, identique à celle qui fut détectée en février 1987 et qui est toujours observée.

1. <0,5 masse solaire

  Ce genre d'étoile ne connaîtra que la phase de combustion de l'hydrogène, sa masse étant insuffisante pour que la gravitation permette les réactions de fusion de l'hélium. Elle terminera sa vie sous forme de naine blanche   ( densité = 1.10⁶ , à titre de comparaison, celle de la Terre est de 5,5). Sa durée de vie est de plusieurs dizaines de milliards d'années.

2. Entre 0,5 et 2 masses solaire

  Après épuisement de l'hydrogène, la gravitation permet la fusion des noyaux d'hydrogène en hélium. L'hélium, plus lourd, tombe au cœur de l'étoile et repousse l'hydrogène vers les couches extérieures. L'étoile se dilate et devient une géante rouge. Sa surface augmente et sa température diminue, d'où sa couleur rouge. Son diamètre s'accroît de 200 à 400 fois. C'est ainsi que le Soleil dépassera l'orbite de Mars, dans 5 milliards d'années. La Terre sera à l'intérieur du Soleil.

    Le noyau étant à ce moment partiellement dégénéré, une réaction brutale se produit: le flash d' hélium.

Après la combustion de l'hélium, elle deviendra une naine blanche, en passant par la phase Nébuleuse Planétaire (NGC 7027   ci-dessous et l'anneau de la Lyre: M57 ci-contre ). Le soleil s'effondrera pour atteindre le volume de la Terre. Actuellement le Soleil peut contenir 1 300 000 Terre. Il est à noter, que dans une nébuleuse planétaire, l'étoile,  qui est ce point   minuscule au centre de l'immense couronne de gaz, expulse sa matière à la vitesse de 3 000 km/s.

A 2300 al de nous, M57  (Lyre) - Diamètre 1 al - L'étoile est au centre et sa surface est à 120 000°K.   - Bleu: hélium   - vert: oxygène,   - rouge: azote.

3. Entre 1,2 et 3,5 masses solaires

Eta Carinea

ngc 7027

SN 1987A

   Après les phases décrites ci-dessus, les transformations se poursuivent jusqu'au fer, puis une explosion en supernova, éjecte 80 % de sa masse sur des milliers de milliards de km ( la dimension des lobes d'Eta Carinea est de 4 000 milliards de km chacun). La variation d'éclat est considérable. La supernova dans le nuage de Magellan (SN1987A), en fut une démonstration éclatante. Tous les métaux lourds sont fabriqués à cet instant. Ils sont ensemencés alors dans l'espace. Pour en savoir plus voir § 5.

4. Etoile à neutron, Pulsar, Magnetar

Elle est devenue une étoile à neutrons, résidu de supernova. Lorsque la gravité est trop forte pour que la naine blanche puisse y résister, les neutrons sont poussés à l' intérieur du noyau et les protons se convertissent en neutrons.

  Comme ceux-ci ne se repoussent pas entre eux, une énorme quantité tient dans un très petit volume. Mais tout comme l'électron, le neutron obéit au principe de l'exclusion selon lequel chacun doit occuper, seul, une cellule élémentaire. Lorsque toutes les cellules sont remplies, les neutrons sont complètement dégénérés et ils exercent une pression capable de stopper l'effondrement. La Voie Lactée doit contenir de 100 millions à un milliard de ces astres très denses ayant quelques km de diamètre.

  La densité ( 1.10¹² ) est tel qu'une puce aurait la masse de 1000 locomotives (des centaines de millions de tonnes par cm³) et la température s'élève alors 10 millions de degrés. L'effondrement diminue le diamètre de l'étoile mais, pour conserver le moment cinétique, la gravitation impose à l'étoile de tourner plus vite. L'étoile tourne alors très vite sur elle-même ( des dizaines de tour par seconde pouvant aller jusqu'à 1000 tours/s). Le pulsar PSR 1913 + 16 envoie des impulsions très régulières toutes les 59,029995271 millisecondes. Ce sont des horloges très précises. Leur vitesse de rotation crée  un champ magnétique intense qui arrose l'espace. Capté sur Terre, le signal, très stable, sert d'horloge. C'est le pulsar. Appelé ainsi, car sa rotation fait balayer l'espace par le faisceau de son champ magnétique, donnant ainsi, à un observateur terrestre, l'impression que le signal reçu, est pulsé . Lors de sa découverte, la régularité de ce signal pulsé, donna l'idée à certain, que cela aurait pu être émis par des intelligences extraterrestres. Actuellement 600 sont répertoriés. Ils sont détectés par le puissant rayonnement radio qu'ils émettent. 

    Lorsqu'une étoile à neutron vieillit et dans la phase finale de sa vie, elle cesse de pulser et devient indécelable, sauf par le rayonnement X du gaz interstellaire qui est attiré par gravitation. Le satellite germano-américain, ROSAT (Röntgen Satellite) a été lancé pour les détecter.

    Mais le pulsar peut devenir un astre caractérisé par le champ magnétique intense (1.10¹⁵ Gauss) qu'il émet, d'où son nom: Magnetar.

 Cette vue d'artiste  représente les lignes du champ magnétique issues de la surface du magnetar  et les nuages de plasma autour de l'étoile.

C'est le cœur d'étoiles géantes effondrées, après avoir explosées en supernovae. 4 ont été découverts à ce jour: 0525-66 (4 mars 1979), SGR 1900 +14, puis SGR 1806 - 20 (1986) et enfin SGR 1627- 41 (5 juin 1998). C'est un astre très dense: 1,4 fois la masse du Soleil contenue dans une boule dont le rayon n'excède pas 10 km. 1 goutte de cette matière pèse des milliers de tonnes. Sa température peut atteindre le milliard de degrés.  Selon Chryssa Kouveliotou (NASA) il tourne très vite sur lui-même (comme les pulsars) mais peut ralentir très vite (3,5 ms par an). C'est énorme sachant qu'il peut faire de 1 à  plusieurs centaines de tours par seconde. 

  Dans le magnetar, comme dans toutes les étoiles à neutron, la matière, dont il est constitué, est un fluide extrêmement dense, une soupe de neutrons contenue par des couches extérieures solidifiées formant une croûte de fer de 1 km d'épaisseur.  Le champ magnétique, contenu à l'intérieur de sa coquille de métal, est tellement intense qu'il crée des contraintes entraînant des fissures dans la carapace. Deux étapes apparaissent alors. Tout d'abord, pendant une centaine d'années, une petite région serait concernée, relâchant ainsi une petite quantité d'énergie et des rayons X de faible intensité. Son énergie se dissipe lentement dans l'espace sous forme d'ondes électromagnétiques.  Au-delà de cette durée, sous l'énorme pression interne des neutrons et du champ magnétique intense, se créraient de violentes ondes de choc faisant voler en éclats la carapace de fer en libérant une énergie considérable,  gamma. La pression interne baisse alors et la carapace se reforme en attendant la prochaine explosion. Le premier fut découvert le 5 mars 1979.  C'est ce phénomène qui fut détecté dans la constellation de l'Aigle, le 27 août 1998 par les satellites en orbite autour du Soleil, permettant une bonne triangulation pour un repérage précis. SGR 1900+14 (Soft Gamma Repeater) a engendré un champ magnétique 8.10²⁰ fois supérieur au champ magnétique terrestre (0,6 Gauss), avec éjection de rayons X et gamma. Après une course de 20 000 ans, ils frappèrent la Terre. L'ionosphère fut balayée en quelques minutes, elle perdit 20 km d'épaisseur . L'ionosphère commence à 80 km d'altitude. Dans la journée, le rayonnement solaire arrache des électrons aux atomes. Ils deviennent des ions. D'où son nom. La nuit, en l'absence de rayonnement, les atomes se reconstituent. 

SGR 1900+14 - observé par le satellite italo-hollandais Beppo-Sax pendant sa phase calme en 1997 et en septembre  1998 après une éruption. 
 Credit: Chryssa Kouveliotou, USRA, and Peter Woods, UAH.

Positions relatives des sondes au moment de l'onde choc le 27 août 1998. 

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5. Supernovae

   Voici un résumé succinct. Pour ceux qui veulent approfondir, suivre le lien.

   Les supernovae se produisent lorsque les étoiles ont utilisé tout leur combustible nucléaire et que la pression interne ne compense plus la pression externe de la gravitation. L'étoile s'effondre sous le poids. La matière, dans le noyau central, est écrasée par une force qui accroît la densité de plus en plus. La température atteint le milliard de degrés. Dans ces conditions extrêmes, les réactions nucléaires produisent un renversement de situation en repoussant dans un dernier sursaut, l'effondrement. Un choc thermonucléaire se produit à travers la nouvelle expansion, en fusionnant les éléments légers en éléments lourds et en produisant une violente explosion extrêmement brillante.

  Il y a des années, dans notre Galaxie, la coquille de matière éjectée par une supernova forma une bulle de plusieurs millions de degrés que l'on baptisa "restes de supernova". Cassiopée A fut le principal exemple. Le gaz chaud va s'étendre et produire un rayonnement X   pendant des milliers d'années.

6. Importance de la supernova

   L'étude des restes de l'explosion d'une étoile ou d'une supernova, est essentielle pour la compréhension de l'origine de la vie sur Terre. Le nuage de gaz et de poussières qui s'est effondré pour former la Terre, le Soleil et les autres planètes, était composé principalement d'hydrogène et d'hélium avec une petite quantité d'éléments lourds tel le carbone, l'azote, l'oxygène et le fer qui sont nécessaires à l'élaboration de la vie. Ils ont étaient fabriqués dans les profondeurs des étoiles massives. C'est lors d'une violente explosion qu'ils sont éjectés à travers l'espace et les plus lourds sont même fabriqués pendant les conditions extrêmes régnant lors de l'explosion, lorsque la température dépasse le milliards de degrés. Les supernovae sont créatrices d'un flash qui renouvelle l'espace. Elles sèment les gaz interstellaires avec les éléments lourds qui sont chauffés avec l'énergie de leur radiation, les excite avec la force du souffle et créent ainsi de nouvelles étoiles.

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7. Au - delà de 3,5 masses solaires, le trou noir.

   Les neutrons ne peuvent plus résister, plus rien ne peut stopper la contraction. Ainsi, la densité augmente et la vitesse d'évasion dépasse celle de la lumière. Pour mémoire, il faut atteindre la vitesse de 11,2 km/s pour quitter le domaine terrestre, pour quitter le Soleil, la vitesse d'évasion est de 618 km/s, et pour quitter une telle étoile , il faut que la vitesse d'évasion soit supérieure à 300 000 km/s. Les photons sont prisonniers de ce monstre; ils ne   peuvent pas le quitter. Nous ne pourrons pas recevoir la lumière en provenance de cet astre. Nous aurons l'impression qu'il y a un trou, d'où son nom: le trou noir. Ce corps d'un diamètre de 10 km, possède une masse équivalente au Soleil. Sa densité est affolante: 1 cm³ = ½ milliard de tonnes. Attention, la densité est liée au rayon et varie selon la relation 1/R². Ici, nous avons affaire à un rayon de 10 km, mais pour un trou noir dont le rayon serait celui d'une galaxie, la densité serait inférieure à celle de l'eau (voir § 8).

Pour en savoir plus, mais réservé aux matheux:
http://scienceworld.wolfram.com/physics/topics/BlackHoles.html

8. Particularité du trou noir

  Pour un observateur extérieur, un vaisseau spatial semblerait ralentir pour se figer à la limite du rayon critique, alors qu'il l'aurait franchi. C'est dû au fait que la dernière image mettra un temps infini pour lui parvenir.

Chandra a découvert des vents à 1 million de km/h.

     Chandra, le télescope X de la NASA, a examiné l' environnement agité d'un gigantesque trou noir dans la galaxie active NGC 3783 et mesuré les effets spectaculaires de l'intense rayonnement produit par la matière avant qu'elle ne plonge dans le trou noir. Le rayonnement chauffe le gaz qui l'entoure et l'éloigne, à la vitesse de 300 km/s, de l'écrasante étreinte de la gravité du trou noir. Ainsi a pu être sondé, en rayonnement X, la puissance extrême de ce flot de gaz et sa constitution. Ce vent contient de l'oxygène, du néon, du magnésium, du silicium, du soufre, de l'argon et du fer. Il entoure presque complètement le trou noir. L'horizon du trou noir est de 100 fois celui du Soleil, mais il produit plus de rayonnement qu'un milliard de soleil. La matière est aspirée presque à la vitesse de la lumière.  Une partie du rayonnement est absorbée par le gaz qui l'entoure. Les électrons sont accélérés d'un état de basse vers un état de haute énergie et certains sont arrachés de leurs atomes. Le gaz est chauffé jusqu'à 100 000 °K ou plus et expulsé du trou noir.

doc NASA - 26 mai 2000

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9. Hypernova

  Un phénomène exceptionnel s' est produit le 23 janvier 1999, dans la Couronne boréale. Un flash, d'une intensité inouïe, fut perçu par les observatoires de la Terre entière. Une explosion, qui dura 2mn à peine et en provenance du fond des âges ( 10 milliards d'années-lumière ) , bouleverse la communauté scientifique. Elle correspond à l'explosion de plusieurs Soleil en un temps très court, dégageant ainsi, une énergie considérable: 1.10⁴⁷ joules. Ce sursaut gamma serait peut-être dû à la fusion de 2 étoiles à neutrons ou l'effondrement d'une hyper étoile de plus de 10 masses solaires, sur un trou noir. Pour l'instant, les scientifiques sont perplexes. Certains pensent que même si la lumière de ce cataclysme fut amplifiée par une galaxie (effet de lentille gravitationnelle), elle n'en reste pas aussi inattendue qu' exceptionnelle.

10. Petit rappel

   La densité (liée au rayon, voir § 8) pour :

• le Soleil :                     1,4

• la Terre :                      5,5

• la Naine blanche :    1.10⁶

• le Pulsar :                   1.10¹⁴    

• le petit trou noir :              4.10¹⁴

     Avec ce trou noir, nous sommes en présence d'un astre dont le diamètre est de 10 km et la masse, celle du Soleil. De ce fait la force d'attraction est énorme. Ainsi, au bout d'une seconde, un objet parcourt la distance Terre-Uranus ( 2,6 milliards de km ). Sa vitesse serait très nettement supérieure à la vitesse de la lumière. Mais ceci est impossible, car rien ne peut aller plus vite que la lumière. C'est un problème d'énergie comme l'a si bien démontré Einstein avec sa célèbre formule:

  La densité  varie en 1/R² .

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