Astronomie

Quelles sont les lignes courbes dans cette image radiographique du ciel ?

Quelles sont les lignes courbes dans cette image radiographique du ciel ?


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Cette image a été créée à l'aide de l'instrument NICER sur l'ISS.

La source:

https://www.nasa.gov/feature/goddard/2019/nicer-s-night-moves-trace-the-x-ray-sky

Quelles sont les grandes courbes entre les sources de rayons X ?


GIFs trop gros pour être postés ici directement : 1, 2

NICER concerne la résolution temporelle et la résolution énergétique et est utilisé pour collecter les spectres de rayons X résolus en temps et en énergie à partir de pulsars. Ce n'est pas un télescope imageur et ne peut donc pas enregistrer des « parties du ciel » comme le font d'autres appareils.

Les lignes courbes sont les chemins que le champ de vision étroit (FOV) du télescope NICER a tracé à travers la sphère céleste au cours de cette période d'observation (intermittente) de 22 mois.

Selon cette page, le FOV n'est que d'environ 30 minutes d'arc carré :

  • Grande surface efficace : ~1900 cm2 à 1,5 keV
  • Bande passante large : 0,2 < E < 12,0 keV
  • Précision temporelle absolue < 300 ns
  • Résolution spectrale modérée : 6 < E/ΔE < 80 de 0,5 keV à 8 keV
  • Champ de vision restreint : 30 arcmin²

Avec un temps d'observation limité et un champ de pixel unique, il ne peut tracer que des arcs filiformes à travers le ciel.

NICER est monté sur la Station spatiale internationale en mouvement constant et possède ses propres mécanismes de pointage en plus de cela.

Lorsque vous voyez plusieurs arcs se rencontrer à un certain point, c'est une source de rayons X intéressante, généralement une étoile à neutrons (le but principal de l'appareil et le "N" dans NICER), et le télescope la survole plusieurs fois afin de pour collecter plus de données.

Regardez la vidéo YouTube COOL NICER de la NASA Does the Space Station Twist

Regardez la vidéo YouTube COOL ISS NICER - First Deployment & Range of Motion Checks

Regardez plus de vidéos NICER ici : https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/nicer/nicer_gallery.html

Regardez la vidéo YouTube Débloquer les secrets des étoiles à neutrons avec NICER

Lire la présentation NICER Science Overview

Vous pouvez voir qu'il s'agit d'un certain nombre de cristaux incurvés à incidence rasante utilisés comme concentrateurs, avec des détecteurs de rayons X "à un seul pixel" derrière eux sur la photo ci-dessous (de Comment NavCube (en fait) sera-t-il important pour les tests et la démonstration XCOM ?):

au dessous de: Réseau de télescopes/concentrateurs de synchronisation de rayons X NICER, de About NICER.


Astronomie aux rayons X

Les rayons X et les photons UV extrêmes sont absorbés par l'atmosphère terrestre. Par conséquent, les observations à ces longueurs d'onde ne peuvent être effectuées qu'avec des ballons ou des instruments spatiaux. Le domaine de l'astronomie cosmique à rayons X a débuté en 1962 avec le célèbre vol de fusée Aerobee qui a finalement conduit à l'attribution du prix Nobel au "père" de l'astronomie à rayons X, R. Giacconi, en 2002. Alors que les premières détections des sources de rayons X astrophysiques ont été réalisées avec une instrumentation embarquée sur fusée, aujourd'hui les satellites sont presque exclusivement utilisés pour étudier le ciel à haute énergie. Alors que l'émission de rayons X de notre Soleil a été détectée peu après la Seconde Guerre mondiale, la détection et l'étude des émissions de rayons X stellaires ont dû attendre le lancement des observatoires Einstein (1978 - 1981) et ROSAT (1990 - 1998), qui ont démontré que la plupart des types d'étoiles produisent en fait des émissions de rayons X, souvent à des niveaux dépassant celui du Soleil de plusieurs ordres de grandeur et que différents mécanismes de génération de rayons X doivent fonctionner dans différents types d'étoiles. L'image ci-dessous montre une comparaison entre l'image optique et l'image aux rayons X de la région d'Orion, une zone de formation d'étoiles en cours où se trouvent de nombreuses jeunes étoiles brillantes aux rayons X.

Image optique et radiographique (ROSAT) de la région d'Orion. (MPE)

Le groupe Étoiles et exoplanètes de l'Observatoire de Hambourg a participé activement à la plupart des grandes missions de rayons X et a utilisé spécifiquement les observatoires XMM-Newton (ESA) et Chandra (NASA) pour effectuer une variété d'observations scientifiques dans le domaine de l'observation stellaire. Astronomie aux rayons X.

Étant donné que les rayons X stellaires sont généralement produits par un plasma très chaud à des températures (souvent sensiblement) supérieures à 1 MK, l'émission de rayons X permet spécifiquement d'étudier les phénomènes énergétiques dans les diverses populations stellaires. Les plasmas thermiques chauds des couronnes stellaires sont optiquement minces et produisent une émission continue ainsi que de fortes raies d'émission à partir d'atomes hautement ionisés. Ces lignes de rayons X fournissent une multitude de diagnostics spectroscopiques, qui permettent de déterminer par ex. la structure de température, la densité ou la composition chimique du plasma et fournissent ainsi des informations importantes sur les propriétés physiques du plasma sous-jacent.

Dans le groupe de rayons X stellaire de Hambourg, nous étudions, entre autres, la naissance des étoiles et l'environnement à haute énergie de la formation des planètes, l'activité magnétique et son évolution dans les étoiles froides, la physique du plasma chaud et la connexion solaire-stellaire.

Spectre de rayons X à haute résolution d'une étoile binaire active. (ESA) Courbe de lumière aux rayons X d'une éruption sur le nain M voisin CN Leo. (Schmitt et al., 2008)

Avec les satellites à rayons X modernes comme les observatoires XMM-Newton et Chandra mentionnés ci-dessus, on peut obtenir des images à rayons X, des courbes de lumière et des spectres pour une grande variété d'objets. Des spectres de rayons X à haute résolution comme celui présenté ci-dessus permettent d'étudier des raies d'émission individuelles provenant de sources stellaires. Ces données de rayons X ont ouvert de nouvelles fenêtres sur l'astrophysique stellaire et sont fondamentales pour l'étude des couronnes stellaires et d'autres phénomènes générateurs d'émissions de haute énergie ainsi que leurs processus physiques sous-jacents. Notre groupe a également étudié les étoiles dans des campagnes multi-longueurs d'onde, où les données de rayons X sont prises simultanément avec, par ex. observations optiques. La courbe d'éclat des rayons X obtenue lors d'une telle campagne sur une étoile de faible masse peut aider à révéler les mécanismes de libération d'énergie liés à l'activité magnétique.

Le groupe de rayons X de Hambourg participe également à de futures missions de rayons X comme le projet germano-russe eROSITA/SRG. eROSITA effectuera une étude d'imagerie sur tout le ciel dans la gamme des rayons X de moyenne énergie avec une résolution spectrale et angulaire sans précédent qui devrait détecter environ un demi-million d'étoiles émettant des rayons X.


Un livre d'astronomie que les aveugles peuvent apprécier

Le livre, Touchez le ciel invisible, utilise des lignes et des textures en relief pour aider les personnes aveugles à comprendre l'astronomie. La couverture, illustrée ci-dessus, présente une image composite d'un reste d'une supernova, recouverte de lignes droites et courbes. Publication d'ozone/NASA masquer la légende

Le livre, Touchez le ciel invisible, utilise des lignes et des textures en relief pour aider les personnes aveugles à comprendre l'astronomie. La couverture, illustrée ci-dessus, présente une image composite du reste de la supernova de Kepler, utilisant des images de l'observatoire à rayons X Chandra, du télescope spatial Hubble et du télescope spatial Spitzer.

Les télescopes ont capturé des images étonnantes de galaxies lointaines et d'autres mystères cosmiques. Maintenant, un nouveau livre intitulé Touchez le ciel invisible aide tout le monde à apprécier ces images, même les personnes qui ne peuvent pas voir.

Ce n'est pas le premier livre écrit par Noreen Grice, une astronome qui travaille au Museum of Science de Boston. En 1984, Grice était un jeune de 21 ans étudiant l'astronomie à l'Université de Boston. Elle avait un travail au planétarium, et un samedi, un groupe d'aveugles est venu au spectacle.

"Je ne savais pas quoi faire parce que je ne connaissais personne d'aveugle", dit Grice. Son manager lui a dit de simplement aider les gens à s'asseoir.

Une fois le spectacle terminé, Grice s'est approché du groupe.

"J'ai dit: 'Alors, comment avez-vous aimé le spectacle?' Et il y a eu une pause inconfortable", se souvient-elle. "Et puis ils ont dit:" Ça puait "et sont partis. Et cela m'a laissé sans voix parce que je pensais que le planétarium était, comme, le meilleur endroit au monde."

Le lendemain, Grice a pris un bus pour se rendre dans une école pour aveugles voisine. Elle trouva sa bibliothèque et chercha des livres d'astronomie. C'étaient des livres épais, imprimés en braille.

"Mais quelque chose manquait. J'ai dit : 'Où sont les images ? Y a-t-il des images dans ces livres ?'"

Le bibliothécaire a expliqué qu'il est coûteux de traduire une image en lignes en relief et en textures qu'une personne peut sentir avec ses doigts, les images texturées sont donc rares dans les livres pour aveugles. Grice détestait l'idée que les personnes aveugles n'obtiennent pas le même genre de livres d'astronomie sympas qu'elle aimait lorsqu'elle était enfant.

« J'avais grandi dans les projets de logements à l'extérieur de Boston », dit Grice. « Les gens disaient : « vous êtes un enfant du projet, vous n'êtes pas le bienvenu ici ». J'ai compris ce que signifiait être étiqueté. Et je ne savais pas vraiment comment rendre l'astronomie accessible. Mais j'ai pensé : « Je vais essayer. »

Son premier livre, Toucher les étoiles, est sorti en 1990. Elle a utilisé une imprimante braille pour tracer les constellations. Son prochain livre, Touch the Universe, retraçait des photos prises par le télescope spatial Hubble. Grice a créé celui-là en utilisant de fines feuilles de plastique.

"En gros, je les gravais à la main, dans ma cuisine", dit-elle. "Certains étaient comme, vraiment difficiles. Quand vous avez un gaz diffus que vous pouvez à peine voir, il est très difficile d'y appliquer une texture."

Touchez le ciel invisible, son dernier livre, a été écrit avec deux co-auteurs. C'est beau, conçu pour être lu aussi bien par les personnes aveugles que par les personnes voyantes.

Le livre contient des images prises par des télescopes qui détectent des choses comme les ondes radio, les rayons X et les rayons gamma – les longueurs d'onde de la lumière que personne ne peut voir à l'œil nu.

"Je pense que nous avons tous la même chose en commun avec ce livre", déclare Grice. "Aucun humain ne peut voir ces autres longueurs d'onde, nous nous en approchons donc tous ensemble."

Il y a un réel besoin de plus de livres comme celui-ci, déclare Marc Maurer, président de la Fédération nationale des aveugles.

"La plupart des gens pensent que l'astronomie est l'étude de la lumière, et ils pensent donc que les aveugles ne peuvent pas le faire et ne seraient pas intéressés", dit-il. "Les aveugles peuvent le faire, et nous trouvons cela fascinant."

Maurer aimait les manuels de sciences que sa mère lui lisait quand il allait à l'école. Mais un livre de vulgarisation scientifique qu'il pouvait lire tout seul – il n'y avait rien de tel.

"Il n'y a toujours pas assez de livres", dit-il, expliquant que les livres scientifiques passionnants avec des images et des graphiques sont une rareté pour les personnes aveugles.

C'est l'une des raisons pour lesquelles Chelsea Cook, une lycéenne de Newport News, en Virginie, a demandé à sa famille de conduire quatre heures jusqu'à Baltimore pour le dévoilement du nouveau livre. Elle dit que les livres d'astronomie de Grice sont "vraiment intéressants, vous savez, les visuels sont faciles à lire et ils sont tout simplement cool à regarder".

Cook dit qu'elle a assez de vision pour voir la pleine lune, mais pas les étoiles. Pourtant, elle veut étudier l'astrochimie et l'astrophysique. Et elle est fascinée par l'idée de l'exploration spatiale.

Son objectif de carrière ultime ? Devenir le premier "astronaute aveugle". Ce sera "beaucoup de travail", dit-elle, "mais je pense que c'est possible".


Un arc de galaxies long de 3 milliards d'années-lumière pourrait défier la cosmologie

Les observations de milliers de galaxies prises par le Sloan Digital Sky Survey (photo) ont permis de révéler un prétendu arc géant de galaxies, long de plus de 3 milliards d'années-lumière.

Patrick Gaulme/Sloan Digital Sky Survey (CC BY 4.0)

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Mis à jour le 10 juin 2021 à 16h15

Un arc géant de galaxies semble s'étendre sur plus de 3 milliards d'années-lumière dans l'univers lointain. Si l'arc s'avère réel, cela remettrait en cause une hypothèse fondamentale de la cosmologie : qu'à grande échelle, la matière dans l'univers est uniformément répartie, peu importe où vous regardez.

"Cela bouleverserait la cosmologie telle que nous la connaissons", a déclaré la cosmologiste Alexia Lopez lors d'une conférence de presse le 7 juin lors de la réunion virtuelle de l'American Astronomical Society. "Notre modèle standard, pour ne pas le dire trop lourdement, tombe en quelque sorte."

Lopez, de l'Université du Central Lancashire à Preston, en Angleterre, et ses collègues ont découvert la prétendue structure, qu'ils appellent simplement l'arc géant, en étudiant la lumière d'environ 40 000 quasars capturés par le Sloan Digital Sky Survey. Les quasars sont les noyaux lumineux de galaxies géantes si éloignées qu'elles apparaissent comme des points lumineux. En route vers la Terre, une partie de cette lumière est absorbée par les atomes dans et autour des galaxies de premier plan, laissant des signatures spécifiques dans la lumière qui atteint finalement les télescopes des astronomes (N.D. : 12/07/18).

La signature de l'Arc Géant se trouve dans les atomes de magnésium qui ont perdu un électron, dans les halos des galaxies à environ 9,2 milliards d'années-lumière. La lumière du quasar absorbée par ces atomes trace une courbe presque symétrique de dizaines de galaxies couvrant environ un quinzième du rayon de l'univers observable, a rapporté Lopez. La structure elle-même est invisible dans le ciel aux yeux de l'homme, mais si vous pouviez la voir, l'arc couvrirait environ 20 fois la largeur de la pleine lune.

Les astronomes ont découvert ce qu'ils disent être un arc géant de galaxies (courbe en forme de sourire au milieu de cette image) en utilisant la lumière des quasars distants (points bleus) pour cartographier où dans le ciel cette lumière a été absorbée par les atomes de magnésium dans le halos (taches sombres) qui entourent les galaxies de premier plan. A. López

"Il s'agit d'un test très fondamental de l'hypothèse selon laquelle l'univers est homogène à grande échelle", explique l'astrophysicien Subir Sarkar de l'Université d'Oxford, qui étudie les structures à grande échelle dans l'univers mais n'a pas été impliqué dans les nouveaux travaux. Si l'Arc Géant est réel, "c'est un très gros problème".

Mais Sarkar n'est pas encore convaincu que ce soit réel. "Notre œil a tendance à percevoir des motifs", explique Sarkar, notant que certaines personnes ont prétendu voir les initiales du cosmologue Stephen Hawking écrites dans les fluctuations du fond diffus cosmologique, la plus ancienne lumière de l'univers.

Lopez a effectué trois tests statistiques pour déterminer les chances que les galaxies s'alignent par hasard dans un arc géant. Tous les trois suggèrent que la structure est réelle, avec un test dépassant l'étalon-or des physiciens selon lequel les chances qu'il s'agisse d'un hasard statistique sont inférieures à 0,00003 pour cent.

Cela semble plutôt bien, mais ce n'est peut-être pas suffisant, dit Sarkar. « En ce moment, je dirais que les preuves sont alléchantes mais pas encore convaincantes », dit-il. D'autres observations, du groupe de Lopez et d'autres, pourraient confirmer ou infirmer l'Arc Géant.

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S'il est réel, l'Arc géant rejoindrait un groupe croissant de structures à grande échelle dans l'univers qui, prises ensemble, briseraient le modèle standard de la cosmologie. Ce modèle suppose que lorsque vous regardez des volumes d'espace suffisamment grands - au-dessus d'environ 1 milliard d'années-lumière - la matière est répartie uniformément. L'arc géant apparaît environ trois fois plus longtemps que ce seuil théorique. Il rejoint d'autres structures portant des noms tout aussi superlatifs, comme la Grande Muraille de Sloan, le Giant Gamma-Ray Burst Ring et le Huge Large Quasar Group.

"Nous pouvons avoir une structure à grande échelle qui pourrait être juste un coup de chance statistique", a déclaré Lopez. « Ce n'est pas le problème. Tous combinés, c'est ce qui rend le problème encore plus grand.

Des questions ou des commentaires sur cet article ? Écrivez-nous à [email protected]

Note de l'éditeur :

Citations

A. López. Un arc géant dans le ciel. Réunion de la Société américaine d'astronomie. 7 juin 2021.

À propos de Lisa Grossman

Lisa Grossman est l'écrivain d'astronomie. Elle est titulaire d'un diplôme en astronomie de l'Université Cornell et d'un certificat d'études supérieures en rédaction scientifique de l'Université de Californie à Santa Cruz. Elle habite près de Boston.


Administration Nationale de l'Espace et de l'Aéronautique

Le moniteur d'images à rayons X dans tout le ciel, MAXI, est la première expérience à être installée sur l'installation exposée du module d'expérimentation japonais (JEM-EF ou Kibo-EF) sur la Station spatiale internationale (ISS) et la première astrophysique à haute énergie expérience placée sur la station spatiale. MAXI a été proposé par le groupe de rayons X de l'Institut de recherche physique et chimique, RIKEN, en 1996 à l'Agence nationale de développement spatial du Japon, NASDA (maintenant partie de JAXA), et approuvé en 1997.

  • deux caméras à fente à rayons X en forme d'arc semi-circulaire avec un large champ de vision. Au cours des 92 minutes qu'il faut à l'ISS pour orbiter autour de l'orbite, MAXI obtient une image à 360 degrés de l'ensemble du ciel.
  • deux types de détecteurs à rayons X, collectant les événements des caméras à fente : un compteur proportionnel de gaz, la caméra à fente à gaz (GSC 2-30 keV), et un CCD à rayons X, une caméra à fente à semi-conducteurs (SSC 0,5-12 keV ).

Le traitement des données et les opérations sont menés conjointement par JAXA, RIKEN, l'Université d'Osaka, l'Institut de technologie de Tokyo, l'Université Aoyama Gakuin, l'Université Nihon, l'Université de Kyoto, l'Université Miyazaki et l'Université Chuo. L'archive MAXI est hébergée aux DARTS/ISAS et une copie est également présente à l'HEASARC.


Questions fréquemment posées

  • Où est la Terre sur ces photos ?
    La Terre n'est pas dans les images car chacune représente l'ensemble du ciel tel qu'il est vu de Terre. Bien sûr, depuis n'importe quel endroit au sol, au plus la moitié de la sphère céleste est visible à un moment donné - le reste est obscurci par la Terre.
  • Quelles sont les rayures noires ?
    Dans les images infrarouges et radiographiques, les bandes noires indiquent des données manquantes. Le vaisseau spatial IRAS, qui a étudié le ciel infrarouge, et le vaisseau spatial ROSAT, qui a étudié le ciel à rayons X, fonctionnaient en mode balayage, observant une bande étroite de ciel sur chaque orbite. Si des données ont été perdues lors de la transmission ou si l'instrument a été éteint pendant un certain temps, l'écart résultant dans la couverture apparaît sous la forme d'une bande.

Continuum radio (408 MHz). Intensité de l'émission du continuum radio des levés avec des radiotélescopes au sol (Jodrell Bank MkI et MkIA, Bonn 100 mètres et Parkes 64 mètres). A cette fréquence, la majeure partie de l'émission provient de la diffusion d'électrons libres dans les plasmas interstellaires (gaz interstellaire chaud et ionisé). Certaines émissions proviennent également d'électrons accélérés dans des champs magnétiques puissants. Le grand arc apparent près du centre de l'image est connu sous le nom d'éperon polaire nord ou boucle I, et est le plasma résiduel d'une explosion de supernova qui s'est produite il y a des milliers d'années relativement près du Soleil (à l'échelle de la Voie lactée) .

Hydrogène atomique. Densité de colonne d'hydrogène atomique neutre à partir de relevés radio de la transition de 21 cm de l'hydrogène. L'émission de 21 cm retrace le milieu interstellaire « chaud », qui à grande échelle est organisé en nuages ​​diffus de gaz et de poussière pouvant atteindre des centaines d'années-lumière. Les données présentées ici sont un composite de plusieurs relevés avec des télescopes au sol dans les hémisphères nord et sud.

Hydrogène moléculaire. Densité de colonne d'hydrogène moléculaire (H2) déduite de l'intensité de la raie J = 1-0 du monoxyde de carbone (CO). H2 est difficile à observer directement. Le rapport CO sur H2 est assez constant, il est donc utilisé à la place pour tracer le gaz d'hydrogène moléculaire froid et dense. Un tel gaz est concentré dans les bras spiraux dans des "nuages ​​moléculaires" discrets, qui sont souvent des sites de formation d'étoiles. Les données présentées ici sont un composite de relevés effectués avec des télescopes jumeaux à ondes millimétriques de 1,2 m, l'un à New York et l'autre sur Cerro Tololo au Chili.

Infrarouge. Composite d'images d'intensité infrarouge moyenne et lointaine prises par le satellite astronomique infrarouge (IRAS) dans les bandes de longueur d'onde de 12, 60 et 100 microns. La plupart des émissions sont thermiques, provenant de la poussière interstellaire réchauffée par la lumière des étoiles absorbée, y compris les régions de formation d'étoiles intégrées dans les nuages ​​interstellaires. L'émission de poussière interplanétaire dans le système solaire, l'« émission zodiacale », a été modélisée et soustraite dans la production des images. La large courbe latérale en forme de S trace le plan de l'écliptique et est le résidu de la soustraction.

Proche infrarouge. Intensité composite dans le proche infrarouge observée par l'instrument DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) sur le Cosmic Background Explorer (COBE) dans les bandes de longueur d'onde de 1,25, 2,2 et 3,5 microns. La plupart des émissions proviennent d'étoiles K froides et de faible masse dans le disque et le renflement de la Voie lactée. La poussière interstellaire n'obscurcit pas fortement l'émission à ces longueurs d'onde, les cartes tracent l'émission tout au long de la Galaxie, bien que l'absorption dans la bande de 1,25 µm soit évidente vers la région du centre galactique.

Optique. Intensité de la lumière visible de la bande rouge (0,6 micron) d'une photomosaïque prise avec une caméra à très grand champ aux observatoires nord et sud. En raison de la forte obscurcissement par la poussière interstellaire, la lumière provient principalement d'étoiles situées à quelques milliers d'années-lumière du Soleil, proches à l'échelle de la Voie lactée, qui a un diamètre de l'ordre de 100 000 années-lumière. La nébulosité du gaz chaud de faible densité est très répandue dans l'image. Les taches sombres sont dues aux nuages ​​de poussière absorbants, qui sont évidents sur les cartes de l'hydrogène moléculaire et de l'infrarouge en tant que régions d'émission. Les photographies ne couvrent pas tout le ciel et les distorsions des coordonnées de cette image n'ont pas été corrigées.

Radiographie. Observations composites de l'intensité des rayons X par un instrument du satellite Roentgen (ROSAT) dans trois larges bandes de rayons X centrées à 0,25 keV, 0,75 keV et 1,5 keV. L'émission de rayons X mous étendue à partir d'un gaz chaud ténu est montrée. Aux énergies inférieures, le gaz interstellaire froid absorbe fortement les rayons X, et les nuages ​​de gaz sont perçus comme des ombres sur l'émission de rayons X de fond. Les variations de couleur indiquent des variations de l'absorption ou des températures des régions émettrices. Le plan galactique apparaît en bleu car seuls les rayons X les plus énergétiques peuvent traverser les grandes densités de colonnes de gaz. La grande boucle près du centre de l'image est l'éperon polaire nord, un ancien vestige de supernova. La plupart des sources blanches sont des restes de supernova plus jeunes, plus compacts et plus éloignés.


L'image radiographique la plus importante jamais prise a prouvé l'existence de la matière noire

La carte de lentille gravitationnelle (bleue), superposée aux données optiques et aux rayons X (rose) de la Bullet . [+] cluster. L'inadéquation des emplacements des rayons X et de la masse inférée est indéniable.

Rayons X : NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al. Carte de lentille : NASA/STScI ESO WFI Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al. Optique : NASA/STScI Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

Quant à l'Univers, il génère principalement des rayons X par chauffage à haute température.

Les rayons X de Chandra révèlent les gaz chauds de l'amas MACS J0717, tandis que les données optiques montrent l'individu . [+] galaxies dans le système.

Rayons X (NASA/CXC/IfA/C. Ma et al.) Optique (NASA/STScI/IfA/C. Ma et al.

Lorsque la matière se réchauffe, par collisions, interactions, accélération ou effondrement, elle peut émettre des rayons X.

Les émissions de rayons X qui sont grandes, étendues et riches en structures mettent en évidence une variété de supernovae observées. [+] dans la galaxie. Certains d'entre eux n'ont que quelques centaines d'années, d'autres plusieurs milliers. Une absence totale de rayons X indique l'absence d'une supernova. Au début de l'Univers, c'était le mécanisme de mort le plus courant des premières étoiles.

Les amas de galaxies, les restes de supernova, les galaxies actives, les systèmes d'étoiles binaires et même la Lune les émettent.

Comme on le voit dans les rayons X sur le fond cosmique, la Lune est éclairée (brillante) et non éclairée. [+] des portions (sombres) sont clairement visibles sur cette première image radiographique prise par ROSAT. Les rayons X proviennent principalement de l'émission réfléchie du Soleil.

DARA, ESA, MPE, NASA, J.H.M.M. Schmitt

Pourtant, l'image radiographique la plus importante de tous les temps a été une incroyable surprise.

L'amas Bullet, le premier exemple classique de deux amas de galaxies en collision où l'effet clé . [+] a été observé. Dans l'optique, la présence de deux amas voisins (gauche et droite) peut être clairement discernée.

NASA/STScI Magellan/U.Arizona/D.Clowe et al.

C'est le Bullet Cluster : un système de deux amas de galaxies entrant en collision à grande vitesse.

Les observations aux rayons X du Bullet Cluster, telles que prises par l'observatoire à rayons X de Chandra.

NASA/CXC/CfA/M.Markevitch et al., de Maxim Markevitch (SAO)

Lorsque la matière gazeuse à l'intérieur entre en collision, elle ralentit, se réchauffe et prend du retard, émettant des rayons X.

Images optiques du télescope Magellan avec des contours surtracés de la distribution spatiale de . [+] masse (à gauche), à ​​partir d'une lentille gravitationnelle. Lorsque vous regardez ces mêmes contours superposés sur les données de rayons X de Chandra qui tracent le plasma chaud dans une galaxie (à droite), vous pouvez voir que la matière normale et les effets globaux de la masse ne s'alignent pas.

D. Clowe, M Bradač, A. H. Gonzalez et al., ApJ (2006)

Cependant, nous pouvons utiliser la lentille gravitationnelle pour savoir où se trouve la masse dans ce système.

La courbure et le cisaillement de la lumière des galaxies d'arrière-plan montrent qu'elle est séparée de l'emplacement de la matière et des rayons X.

Reconstitution de masse à grand champ basée sur les catalogues combinés (HST et CFHT). A gauche. Côté [+], les contours de masse d'Abell 520 se superposent à la distribution de luminosité lissée du cadre de repos de l'amas. A droite, la distribution des groupes de vitesse élevée (rouge) et faible (vert), correspondant aux multiples centres de masse de l'amas.

M.J. Jee et al. (2012), The Astrophysical Journal, Volume 747, Numéro 2

Cette séparation est l'une de nos preuves les plus solides de la matière noire.

Trois amas de galaxies en collision (et un groupe en collision, en bas à gauche), montrant la séparation . [+] entre les rayons X (rose) et la gravitation (bleu), indicatif de la matière noire. À grande échelle, la matière noire froide est nécessaire, et aucune alternative ou substitut ne fera l'affaire.

Rayons X : NASA/CXC/UVic./A.Mahdavi et al. Optique/Lentille : CFHT/UVic./A. Mahdavi et al. (en haut à gauche) Radiographie : NASA/CXC/UCDavis/W.Dawson et al. Optique : NASA/ STScI/UCDavis/ W.Dawson et al. (en haut à droite) ESA/XMM-Newton/F. Gastaldello (INAF/ IASF, Milan, Italie)/CFHTLS (en bas à gauche) Radiographie : NASA, ESA, CXC, M. Bradac (University of California, Santa Barbara) et S. Allen (Stanford University) (en bas à droite)

Depuis lors, plus d'une douzaine d'amas en collision supplémentaires présentent une telle séparation, dans diverses configurations.

Les cartes des rayons X (rose) et de la matière globale (bleu) de divers amas de galaxies en collision montrent une nette . [+] séparation entre la matière normale et les effets gravitationnels, l'une des preuves les plus solides de la matière noire. Les théories alternatives doivent maintenant être si artificielles qu'elles sont considérées par beaucoup comme assez ridicules.

Rayons X : NASA/CXC/Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Suisse/D.Harvey NASA/CXC/Durham Univ/R.Massey Optical/Lensing Carte : NASA, ESA, D. Harvey (Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, Suisse) et R. Massey (Université de Durham, Royaume-Uni)

Quelle que soit la matière noire, elle ne peut pas être expliquée par la seule matière normale de l'Univers.

Les données de clustering à grande échelle (points) et la prédiction d'un Univers avec 85% de matière noire et 15% . [+] la matière normale (ligne continue) correspond incroyablement bien. L'absence de coupure indique la température (et la froideur) de la matière noire l'amplitude des ondulations indique le rapport entre la matière normale et la matière noire le fait que la courbe est largement lisse et n'a pas de chute spontanée jusqu'à une amplitude nulle exclut un Univers de matière normale seulement.

L. Anderson et al. (2012), pour le Sloan Digital Sky Survey

Les images Bullet Cluster ont été les premières à démontrer cet effet.

L'amas de galaxies en collision "El Gordo", le plus grand connu dans l'Univers observable, montrant . [+] la même preuve de matière noire que les autres amas en collision. Il est possible d'expliquer El Gordo avec une nouvelle physique, mais il s'agit d'une complication inutile, la matière noire sans collision standard fait très bien ici, comme pour tous les amas en collision.

NASA, ESA, J. Jee (Univ. de Californie, Davis), J. Hughes (Rutgers Univ.), F. Menanteau (Rutgers Univ. & Univ. of Illinois, Urbana-Champaign), C. Sifon (Leiden Obs. ), R. Mandelbum (Carnegie Mellon Univ.), L. Barrientos (Univ. Catolica de Chile) et K. Ng (Univ. of California, Davis)

Le Chandra de la NASA, qui a pris l'image, a été légitimement renouvelé en tant qu'observatoire à rayons X phare de la NASA après 19 années consécutives.

Illustration d'artiste de l'observatoire de rayons X Chandra. Chandra est le télescope à rayons X le plus sensible. [+] jamais construit et vient d'être prolongé jusqu'en 2024 au moins en tant qu'observatoire à rayons X phare de l'arsenal de la NASA.


L'image radiographique la plus importante jamais prise a prouvé l'existence de la matière noire

Quant à l'Univers, il génère principalement des rayons X par chauffage à haute température.

Lorsque la matière se réchauffe, par collisions, interactions, accélération ou effondrement, elle peut émettre des rayons X.

Les amas de galaxies, les restes de supernova, les galaxies actives, les systèmes d'étoiles binaires et même la Lune les émettent.

Pourtant, l'image radiographique la plus importante de tous les temps a été une incroyable surprise.

C'est le Bullet Cluster : un système de deux amas de galaxies entrant en collision à grande vitesse.

Lorsque la matière gazeuse à l'intérieur entre en collision, elle ralentit, se réchauffe et prend du retard, émettant des rayons X.

Cependant, nous pouvons utiliser la lentille gravitationnelle pour savoir où se trouve la masse dans ce système.

La courbure et le cisaillement de la lumière des galaxies d'arrière-plan montrent qu'elle est séparée de l'emplacement de la matière et des rayons X.

Cette séparation est l'une de nos preuves les plus solides de la matière noire.

Depuis lors, plus d'une douzaine d'amas en collision supplémentaires présentent une telle séparation, dans une variété de configurations.

Quelle que soit la matière noire, elle ne peut pas être expliquée par la seule matière normale de l'Univers.

Les images Bullet Cluster ont été les premières à démontrer cet effet.

Chandra de la NASA, qui a pris l'image, a été légitimement renouvelé en tant qu'observatoire phare de la NASA à rayons X après 19 années consécutives.

Mostly Mute Monday raconte l'histoire scientifique d'un objet, d'une image ou d'un phénomène astronomique en visuels et pas plus de 200 mots. Parlez moins souriez plus.


Quelles sont les lignes courbes dans cette image radiographique du ciel ? - Astronomie


physicien allemand
Wilhelm Röntgen

Une nouvelle forme de rayonnement a été découverte en 1895 par Wilhelm Roentgen, un physicien allemand. Il l'a appelé rayonnement X pour désigner sa nature inconnue. Ce rayonnement mystérieux avait la capacité de traverser de nombreux matériaux absorbant la lumière visible. Les rayons X ont également la capacité de détacher les électrons des atomes. Au fil des ans, ces propriétés exceptionnelles ont rendu les rayons X utiles dans de nombreux domaines, tels que la médecine et la recherche sur la nature de l'atome.

Finalement, les rayons X se sont avérés être une autre forme de lumière. La lumière est le sous-produit du tremblement constant, de la vibration, du tohu-bohu de toute matière.

Comme un chiot fringant, la matière ne peut pas être immobile. La chaise sur laquelle vous êtes assis peut sembler immobile. Mais si vous pouviez voir jusqu'au niveau atomique, vous verriez des atomes et des molécules vibrer des centaines de milliards de fois par seconde et se heurter les uns les autres, tandis que les électrons se déplacent à une vitesse d'environ un million de miles par heure.

Lorsque des particules chargées entrent en collision ou subissent des changements soudains dans leur mouvement, elles produisent des faisceaux d'énergie appelés photons qui s'éloignent de la scène de l'accident à la vitesse de la lumière. Il s'agit en fait de lumière, ou rayonnement électromagnétique, pour reprendre le terme technique. Étant donné que les électrons sont la particule chargée la plus légère connue, ils sont les plus agités, ils sont donc responsables de la plupart des photons produits dans l'univers.

La lumière peut prendre plusieurs formes. Les ondes radio, les micro-ondes, l'infrarouge, le visible, l'ultraviolet, les rayons X et le rayonnement gamma sont tous des formes de lumière différentes.

L'énergie du photon indique de quel type de lumière il s'agit. Les ondes radio sont composées de photons de faible énergie. Les photons optiques - les seuls photons perçus par l'œil humain - sont un million de fois plus énergétiques que le photon radio typique. Les énergies des photons de rayons X vont de centaines à des milliers de fois plus élevées que celles des photons optiques.

La vitesse des particules lorsqu'elles entrent en collision ou vibrent fixe une limite à l'énergie du photon. La vitesse est aussi une mesure de la température. (Par une journée chaude, les particules dans l'air se déplacent plus rapidement que par une journée froide.)

Very low temperatures (hundreds of degrees below zero Celsius) produce low energy radio and microwave photons, whereas cool bodies like ours (about 37 degrees Celsius) produce infrared radiation. Very high temperatures (millions of degrees Celsius) produce X-rays.

The photons collected in space by X-ray telescopes reveal the hot spots in the universe--regions where particles have been energized or raised to high temperatures by gigantic explosions or intense gravitational fields.

Where do such conditions exist? In an astonishing variety of places, ranging from the vast spaces between galaxies to the bizarre, collapsed worlds of neutron stars and black holes.

Emission and Absorption Lines

When a free-ranging electron is accelerated by the electric field of a proton or charged atom (ion), the photons emitted can have a wide range of energies that depends on how fast the electrons are moving and how much they are accelerated. The distribution of photon energies due to this process is called a continuous spectrum, and can be graphed as a smooth curve.

In contrast, if the electron is in orbit around the nucleus of a neutral or charged atom (a.k.a. ion), the spectrum is a series of sharp peaks, or lines. This happens because the orbits of electrons in an atom are strictly regulated by the rules of quantum theory. These orbits, or more accurately, energy states, are separated by a specific amount of energy, just as stairs are separated by a specific height. Just as you cannot move to a position between stair steps, an electron in an atom cannot move to a position between energy states. The atoms for each element, such as oxygen, carbons, etc., have their own unique sets of energy states.

Normally the electrons in atoms are in the lowest energy state, at the bottom of the stairs. But if the atom has been excited by a collision with a free electron, another atom, or a photon, the lowest energy level will be unoccupied. One of the orbiting electrons will quickly jump down to this level, releasing energy in the form of a photon of a specific energy. These photons give rise to an emission line in the spectrum. A hot gas composed of many atoms will give off a spectrum composed of many emission lines due to the various elements that are present in the gas.

The opposite process can also occur. If a stream of photons encounters a gas, those photons whose energy corresponds to energy levels in an atom a step will be absorbed by the atom. This process gives rise to a series of absorption lines in the gas.

Careful studies of the energies of the photons emitted or absorbed by an atom of a particular element give a blueprint for the energy states of that atom. Knowing this blueprint, or energy spectrum, astronomers can look for it in the radiation from stars and gas, and determine the amount of each element present. In this way, astronomers have determined that stars are mostly made of hydrogen, with a mixture of helium and traces of heavier elements such as carbon, nitrogen, oxygen, and so on.

X-ray fluorescence from atoms occurs when a high energy particle or X-ray knocks an electron free from the innermost energy level of an atom, creating an unstable atom. An electron from an outer energy level immediately jumps into a lower energy state, with the emission of an X-ray with a distinct energy specific to the atom. Around black holes this happens when high-energy X-rays produced by hot gas very near the black hole collide with iron atoms in cooler gas and dust in the vicinity.

Another process for producing emission lines is charge-exchange. A charged ion, for example, a carbon or oxygen ion, collides with a neutral atom or molecule and captures one of its electrons. A photon is emitted as the captured electron drops to a lower energy state. This process is called "charge exchange" because an electron is exchanged between a neutral atom and an ion. After such collisions, X-rays are emitted as the captured electrons move into tighter orbits. Charge exchange is especially important for comets, where ions in the solar wind collide with neutral atoms in the cometary atmospheres.

Synchrotron Radiation

But this is not the whole story. X-ray photons can also be created under different conditions. When physicists were operating the first particle accelerators, they discovered that electrons can produce photons without colliding at all. This was possible because the magnetic field in the accelerators was causing the electrons to move in large spirals around magnetic field lines of force. This process is called synchrotron radiation.

In the cosmos particles such as electrons can be accelerated to high energies&ndash near the speed of light&ndash by electric and magnetic fields. These high-energy particles can produce synchrotron photons with wavelengths ranging from radio up through X-ray and gamma-ray energies.

Synchrotron radiation from cosmic sources has a distinctive spectrum, or distribution of photons with energy. The radiation falls off with energy less rapidly than does the spectrum of radiation from a hot gas. When synchrotron radiation is observed in supernova remnants, cosmic jets, or other sources, it reveals information about the high-energy electrons and magnetic fields that are present.


Neutron and X-ray Optics in General Relativity and Cosmology

Jay Theodore Cremer Jr. , in Neutron and X-ray Optics , 2013

15.1 Special and General Relativity—History and Relation to Neutron and X-ray Optics

In cosmology, many processes involve neutron and X-ray optical phenomena, which occur within the realm of the special and general relativistic setting. In this chapter, we present general relativity and its occurrence in cosmology for the purpose of facilitating insight and observations from the point of view of naturally occuring neutron and X-ray optical processes. Many cosmological experimental results and observations of cosmological processes involve X-ray and neutron sources and their corresponding processes of scatter, refraction, diffraction, and reflection. General relativity is one of the foundations of modern cosmology that is used to interpret and theorize the experimental and observational findings cosmology. The purpose of this chapter is to give the reader an understanding of general relativity that can be applied to neutron and X-ray optical investigations of cosmological processes.

The development of special and general relativity is an example attributed to an African proverb: “It takes a village to raise a child,” in which the “child” is special and general relativity as can be seen by the multitude of Wikipedia entries ( http://en.wikipedia.org ) regarding the history of relativity and its foundations. Consider the histroy of the Lorentz transformation prior to Albert Einstein’s independent derivation of the Lorentz transformation using the speed of light invariance in all frames and physical law invariance in all intertial frames. In 1887, assuming an incompressible medium and the Doppler effect (proposed by Christian Doppler in 1842), Voigt developed the transformations of space and time between inertial frames in relative motion at constant veclocity. In an attempt to explain the Michelson–Morley ether wind experiment of 1887, G. Fitzgerald in 1889 and H. Lorentz in 1892 proposed the length contraction formula. Lorentz published several papers on the transformations of distance and time between inertial frames in relative motion in 1889, 1895, and 1904.

Finally, in 1904, H. Poincairé developed the modern-day Lorentz transfomations and developed the mathematical framework that showed the Lorentz transformations were a subset of the Poincairé group of symmetry transformations. Poincairé had presented two papers on the principle of relative motion in 1900, and later in 1904, Poincairé developed the term relativité, in which he asserted no experiment can discriminate between a state of uniform motion and rest. In 1905–1906, Poincairé realized that using − 1 in the Lorentz transformation allowed the Lorentz transfomation to be realized as a rotation in 4-D space, with time as the fourth dimension. Minlowski used Poincairé’s result to restate Maxwell’s equations in four dimensions and show their invariance under the Lorentz transformation and reformulated special relativity in four-vectors, thereby developing the Minkowski space and diagram.

Based on these two assumptions, the following is the case: (i) the speed of light has a constant value whether observed in a rest frame or a moving frame and (ii) the physical laws and their equations should be the same in inertial frames that move at constant velocities relative to one another. From these two principles, Einstein independently derived the Lorentz transfomations in his special relativity paper of 1905 that described space and time and the equivalence of mass and energy. With special relativity, Einstein demonstrated that the rates of clocks depend on their position in a gravitational field and that the difference in the clock rate is proportional to the gravitational potential to first approximation.

In 1907, Einstein realized that the principle of relativity could be extended to gravitational fields. That is, a uniformly accelerated box that is not in a gravitational field is equivalent to a box at rest in a constant gravitational field. Einstein realized that the gravitational field is completely equivalent to the acceleration of a reference frame but in a sufficiently small region of space such that the gravitational field is uniform. In the intervening years (1907–1912), Einstein studied gravitational fields and applied special relativity to produce papers on the gravitational redshift of light and the gravity deflection of light.

To progress further, Einstein would need the mathematics principles developed in the 1800s, specifically the mathematics of vectors and tensors (H. Hamilton, H. Grassmann, J. W. Gibbs, O. Heaviside), curved surfaces (Euler and C. Gauss), and differential geometry and Riemannian space (H. Grassmann, W. Clifford, C. Jacobi, B. Riemann, N. Lobachesky, F. Klein, E. Beltrami, E.B. Christofel, R. Lipshitz, T. Levi-Cita, and G. Ricci-Cubastro). Prior to Einstein, Clifford introduced geometric algebra and first suggested gravity may be a manifestation of the underlying geometry of space. In 1900, T. Levi-Cita and G. Ricci-Cubastro published a book on tensors called Méthodes de calcul différentiel absolu et leurs applications, which was used by Einstein and others to learn about tensor calculus, including the parallel transport of vectors and covariant differentiation. Following Einstein’s 1915 publication on general relativity and additional subsequent publications, Levi-Cita and Einstein began corresponding, and Levi-Cita corrected some tensor calculus errors in Einstein’s papers.

Upon Einstein’s return to Switzerland in 1912 to teach at ETH (Eidgenössische Technische Hochschule) in Zürich, Switzerland, a colleague, Marcel Grossmann, introduced Einstein to Riemannian geometry and differential geometry. Also, Italian mathematician Tullio Levi-Civita introduced Einstein to general covariance and the use of tensors. Through his colleague and friend Herman Minkowski (who developed the 4-vector, Minkowski space-time of special relativity), David Hilbert, originally a pure mathematician, began investigating mathematical physics, and following the progress of physics, especially after 1911. By late 1915, Einstein had published many papers on general relativity that culminated with the correct field equations of gravitation. Almost immediately afterward, David Hilbert independently derived the field equations of gravity via the principle of least action, in which he fully credited Einstein as the originator of general relativity and the gravitational field equations.

With the correct field equations, Karl Schwarzschild published a paper in 1916 providing the solution of the correct Einstein gravitational equations applied to the gravitational field of a spherically symmetric, massive sphere like the sun in our solar system. Also, Schwarzschild did the first study of constant-density stars and black holes. However, black holes were first predicted by J. Michell in 1783 in a letter written to the H. Cavendish of the Royal Society of London. For a detailed review of the correspondence and interaction of Hilbert and Einstein, see Logunov, Mestvirishvili, and Petrov (2004) . This chapter draws upon many sources, which include Arfken (1970) , Graustein (1962) , Guggenheimer (1977) , Wrede (1972) , Lawden (2002) , Friedrichs (1975) , Dutton (1986) , Joos and Freeman (1986), Soper (2008) , Greenwood (1977) , Sommerfeld (1964) , Shadowitz (1988a,b) , Sen and Powers (2011) , Brannon (2004) , Foster and Nightingale (1995) , Pathria (2003) , Einstein (2004) , Landau and Lifschitz (1975) , Pauli (1981) , Misner, Thorne, and Wheeler (1973) , McMahon (2006) , and Zee (2003) .


2 Observations and light curves

In 2009 August, MAXI was launched and attached to the Japanese experiment module “Kibo” on the International Space Station (ISS). Since then, the GSC (Mihara et al. 2011) and Solid-State Slit Camera (SSC: Tomida et al. 2011) aboard MAXI has been producing an all sky X-ray image at every orbital period of ISS (92 minutes). The solid-state slit camera employs X-ray CCD arrays and covers the energy range from 0.5 keV to 12 keV, while the GSC employs gas-proportional counters and covers the energy range from 2 keV to 20 keV. Figure 1 shows the MAXI/GSC light curve during MJD = 55058–56800 in the three energy bands obtained by the MAXI on-demand analysis (ver. 2.0) implemented at the MAXI public web site, 1 where calibration described in Nakahira et al. ( 2012) is applied. These light curves are binned by five days. The flux histories of Cen A reveal variations of a factor of ∼ 3–5 on a timescale of the order of several weeks or months. In this analysis, we used only the bin that met the condition that the data had an error size eje smaller than |$ar + 3sigma _$|⁠ , where the parameter |$ar$| is the mean of eje, and |$sigma _$| is the standard deviation of eje. The purpose of this treatment is to remove the low-quality data that results from a relatively insufficient number of scans in the five-day interval. 5%–7% of the data points were removed by the treatment described above. It should be noted that the sensitivity of the MAXI/GSC has deteriorated over time due to damage of the detectors and changes in the operation modes. For more information, see Mihara et al. ( 2014).

Five-day binned long-term X-ray light curves of Centaurus A in the 2–4 keV (top panel), 4–10 keV (middle panel), and 10–20 keV (bottom panel) bands obtained by the MAXI/GSC.