Astronomie

Pourquoi les objets en accrétion sont-ils représentés avec un éclair blanc au point où le flux de gaz de l'étoile pénètre dans le disque d'accrétion ?

Pourquoi les objets en accrétion sont-ils représentés avec un éclair blanc au point où le flux de gaz de l'étoile pénètre dans le disque d'accrétion ?


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Quand je vois des images d'objets en accrétion, le gaz du donneur a un flash blanc là où il rencontre le disque d'accrétion, comme dans l'image ci-dessous. Pourquoi cela arrive-t-il si c'est vrai, et pourquoi est-ce là ?


Lorsque le flux de gaz tombe vers le disque, il gagne une fraction importante de l'énergie cinétique orbitale (après tout, il tombe du haut du lobe de Roche) ce qui signifie qu'il se déplace rapidement puis ralentit fortement lorsqu'il interagit avec le disque. Cela produit un point chaud qui, en théorie, pourrait atteindre $10^8$ K mais en pratique "simplement" est très chaud.


Swift : trous noirs

La plupart des galaxies, y compris la nôtre, possèdent un trou noir central surdimensionné pesant des millions de fois la masse du soleil. Selon les nouvelles études, le trou noir dans la galaxie hébergeant Swift J1644+57 pourrait être le double de la masse du trou noir de quatre millions de masse solaire qui se cache au centre de notre propre galaxie de la Voie lactée. Lorsqu'une étoile tombe vers un trou noir, elle est déchirée par des marées intenses. Le gaz est enfermé dans un disque qui tourbillonne autour du trou noir et devient rapidement chauffé à des températures de millions de degrés.

Le gaz le plus à l'intérieur du disque spirale vers le trou noir, où le mouvement rapide et le magnétisme créent des "entonnoirs" doubles dirigés de manière opposée à travers lesquels certaines particules peuvent s'échapper. Des jets de particules entraînant la matière à des vitesses supérieures à 80 à 90 % de la vitesse de la lumière se forment le long de l'axe de rotation du trou noir. Dans le cas du Swift J1644+57, l'un de ces jets pointait directement vers la Terre.

Des études théoriques d'étoiles perturbées par les marées ont suggéré qu'elles apparaîtraient sous forme d'éruptions aux énergies optiques et ultraviolettes. La luminosité et l'énergie d'un jet de trou noir sont grandement améliorées lorsqu'elles sont vues de face. Le phénomène, appelé rayonnement relativiste, explique pourquoi Swift J1644+57 a été observé aux énergies des rayons X et est apparu d'une luminosité si frappante.

Lorsqu'elles ont été détectées pour la première fois le 28 mars, les éruptions étaient initialement supposées signaler un sursaut de rayons gamma, l'une des courtes explosions presque quotidiennes de rayonnement de haute énergie souvent associées à la mort d'une étoile massive et à la naissance d'un trou noir dans le univers lointain. Mais alors que l'émission continuait à s'éclaircir et à s'éclairer, les astronomes ont réalisé que l'explication la plus plausible était la perturbation par la marée d'une étoile semblable au soleil considérée comme une émission rayonnée.

Crédit: NASA's Goddard Space Flight Center/CI Lab

Pour la transcription complète, cliquez ici.

Une nova de rayons X est une source de rayons X de courte durée qui apparaît soudainement, atteint son pic d'émission en quelques jours puis s'estompe en quelques mois. L'explosion survient lorsqu'un torrent de gaz stocké se précipite soudainement vers l'un des objets les plus compacts connus, soit une étoile à neutrons, soit un trou noir.

Nommée Swift J1745-26 d'après les coordonnées de sa position dans le ciel, la nova est située à quelques degrés du centre de notre galaxie vers la constellation du Sagittaire. Bien que les astronomes ne connaissent pas sa distance précise, ils pensent que l'objet réside à environ 20 000 à 30 000 années-lumière dans la région intérieure de la galaxie. Le schéma des rayons X de la nova signale que l'objet central est un trou noir.

Des observatoires au sol ont détecté des émissions infrarouges et radio, mais d'épais nuages ​​de poussière obscurcissant ont empêché les astronomes d'attraper Swift J1745-26 en lumière visible.

Le trou noir doit être membre d'un système binaire à rayons X de faible masse (LMXB), qui comprend une étoile normale semblable au soleil. Un flux de gaz s'écoule de l'étoile normale et pénètre dans un disque de stockage autour du trou noir. Dans la plupart des LMXB, le gaz dans le disque s'enroule vers l'intérieur, se réchauffe en se dirigeant vers le trou noir et produit un flux constant de rayons X.

Mais dans certaines conditions, un flux stable à l'intérieur du disque dépend du taux de matière qui y pénètre depuis l'étoile compagne. À certains taux, le disque ne parvient pas à maintenir un flux interne constant et bascule à la place entre deux conditions radicalement différentes - un état plus froid et moins ionisé où le gaz s'accumule simplement dans la partie externe du disque comme de l'eau derrière un barrage, et un plus chaud, plus état ionisé qui envoie un raz-de-marée de gaz déferlant vers le centre.

Ce phénomène, appelé cycle limite thermique-visqueux, aide les astronomes à expliquer les explosions transitoires dans un large éventail de systèmes, des disques protoplanétaires autour des jeunes étoiles, aux novae naines - où l'objet central est une étoile naine blanche - et même l'émission lumineuse de supermassifs trous noirs au cœur de galaxies lointaines.

On pense qu'un ULX est un système binaire contenant un trou noir qui accumule rapidement le gaz de son compagnon stellaire. Cependant, pour expliquer le brillant rendement énergétique élevé, le gaz doit s'écouler dans le trou noir à un rythme très proche d'un maximum théorique, une frénésie alimentaire que les astronomes ne comprennent pas encore pleinement.

Au fur et à mesure que le gaz se dirige vers un trou noir, il devient comprimé et chauffé, atteignant finalement des températures où il émet des rayons X. À mesure que le taux de matière ingérée par le trou noir augmente, la luminosité des rayons X du gaz augmente également. À un moment donné, l'émission de rayons X devient si intense qu'elle repousse le gaz entrant, plafonnant théoriquement toute augmentation supplémentaire du taux d'accrétion du trou noir. Les astronomes appellent cela la limite d'Eddington, d'après Sir Arthur Eddington, l'astrophysicien britannique qui a le premier reconnu une coupure similaire à la luminosité maximale d'une étoile.

Les binaires de trous noirs de notre galaxie qui montrent une accrétion à la limite d'Eddington présentent également de puissants jets radio-émetteurs qui se déplacent près de la vitesse de la lumière. Bien que les astronomes sachent peu sur la nature physique de ces jets, leur détection confirmerait que l'ULX s'accréte à la limite et l'identifierait comme un trou noir de masse stellaire.

L'observatoire XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne a détecté pour la première fois l'ULX, surnommé XMMU J004243.6+412519 d'après ses coordonnées astronomiques, le 15 janvier. Middleton et une grande équipe internationale ont ensuite commencé à le surveiller aux énergies des rayons X à l'aide de XMM- Newton et le satellite Swift de la NASA et l'observatoire à rayons X Chandra. Les scientifiques ont effectué des observations radio en utilisant le Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) et le Very Long Baseline Array couvrant le continent, tous deux exploités par la National Science Foundation à Socorro, NM, et le Arcminute Microkelvin Imager Large Array situé au Mullard Observatoire de radioastronomie près de Cambridge, en Angleterre.

Dans un article publié en ligne par la revue Nature le mercredi 12 décembre 2012, les scientifiques révèlent leur détection réussie d'une émission radio intense associée à un jet se déplaçant à plus de 85 % de la vitesse de la lumière. Les données VLA révèlent que l'émission radio était assez variable, diminuant dans un cas d'un facteur deux en seulement une demi-heure.

Cela indique aux astronomes que la région produisant des ondes radio est extrêmement petite – pas plus loin que la distance entre Jupiter et le soleil.

Les trous noirs ont été détectés de manière concluante dans deux variétés : les "légers" créés par les étoiles et contenant jusqu'à quelques dizaines de fois la masse du soleil, et les "poids lourds" supermassifs de millions à milliards de masses solaires trouvées au centre de la plupart des grandes galaxies. Les astronomes se sont demandé si de nombreux ULX représentaient des versions "de poids moyen" difficiles à trouver, contenant des centaines à des milliers de masses solaires.

Lorsqu'une étoile massive est à court de carburant, elle n'a plus l'énergie nécessaire pour supporter sa masse. Le noyau s'effondre et forme un trou noir. Les ondes de choc rebondissent et effacent les coques extérieures de l'étoile. Auparavant, les scientifiques pensaient qu'une seule explosion était suivie d'une gracieuse rémanence des braises mourantes. Maintenant, selon les observations de Swift, il semble qu'un trou noir nouveau-né dans le noyau redynamise en quelque sorte l'explosion encore et encore, créant plusieurs rafales en quelques minutes.

La région la plus interne de notre galaxie se trouve à 26 000 années-lumière en direction de la constellation du Sagittaire. Au centre de tout cela se cache Sgr A* (prononcé "saj a-star"), un trou noir géant contenant 4 millions de fois la masse du soleil.

Sgr A* produit régulièrement des éruptions lumineuses de rayons X aujourd'hui, mais les astronomes savent qu'il était beaucoup plus actif dans le passé.

Pour mieux comprendre son comportement à long terme, l'équipe Swift a commencé des observations régulières du centre galactique en février 2006. Tous les quelques jours, le vaisseau spatial se tourne vers la galaxie la plus intime et prend un "instantané" de 17 minutes avec son télescope à rayons X ( XRT).

Swift's XRT a maintenant détecté six éruptions lumineuses, au cours desquelles l'émission de rayons X du trou noir s'est éclaircie jusqu'à 150 fois pendant quelques heures. Ces nouvelles détections, en plus des quatre découvertes par d'autres engins spatiaux, ont permis aux astronomes d'estimer que des éruptions similaires se produisent tous les cinq à dix jours.

L'équipe Swift XRT est à l'affût du premier signe qu'un petit nuage de gaz froid nommé G2, qui oscille près de Sgr A*, a commencé à émettre des rayons X. Cela devrait commencer au printemps 2014. L'événement se déroulera pendant des années et pourrait alimenter une forte activité du trou noir monstre.

La campagne de surveillance a déjà permis de faire une découverte importante : le SGR J1745-29, un objet appelé magnétar. Cette sous-classe d'étoiles à neutrons a un champ magnétique des milliers de fois plus fort que la normale à ce jour, seuls 26 magnétars sont connus. Un magnétar en orbite autour de Sgr A* pourrait permettre aux scientifiques d'explorer d'importantes propriétés du trou noir et de tester les prédictions de la théorie de la relativité générale d'Einstein.

Les nouvelles découvertes confirment que les trous noirs "s'allument" lorsque les galaxies entrent en collision - et peuvent offrir un aperçu du comportement futur du trou noir dans notre propre galaxie.

L'émission intense des centres de galaxies, ou noyaux, se produit près d'un trou noir supermassif contenant entre un million et un milliard de fois la masse du soleil. Donnant jusqu'à 10 milliards de fois l'énergie solaire, certains de ces noyaux galactiques actifs (AGN) – une classe qui comprend les quasars et les blazars – sont les objets les plus lumineux de l'univers.

La galaxie, connue sous le nom de Markarian 739 ou NGC 3758, se trouve à 425 millions d'années-lumière en direction de la constellation du Lion. Seulement 11 000 années-lumière environ séparent les deux noyaux, dont chacun contient un trou noir se gorgeant de gaz entrant.

Les astronomes se réfèrent aux centres galactiques présentant une émission aussi intense que les noyaux galactiques actifs (AGN). Pourtant, aussi courants que soient les trous noirs monstres, seulement environ un pour cent d'entre eux sont actuellement des AGN puissants. Les AGN binaires sont encore plus rares : Markarian 739 n'est que le deuxième identifié à moins d'un demi-milliard d'années-lumière.

De nombreux scientifiques pensent que des événements perturbateurs tels que des collisions de galaxies déclenchent l'activation d'AGN en envoyant de grandes quantités de gaz vers le trou noir. Au fur et à mesure que le gaz monte en spirale, il devient extrêmement chaud et irradie d'énormes quantités d'énergie.


Chandra Frontiers in Time-Domain Science

Je présente un aperçu des efforts d'observation à travers le spectre électromagnétique pour identifier et étudier les événements de perturbation des marées (TDE), lorsqu'une étoile erre trop près d'un trou noir super-massif et est déchirée par les forces de marée. Je décris les informations provenant d'échantillons croissants de ces sources, ainsi qu'un certain nombre d'énigmes ouvertes : l'origine de l'émission lumineuse UV/optique, l'omniprésence des flux sortants allant de vitesses de 100 km/s à près de la vitesse de la lumière, et la population unique de galaxies hôtes. Enfin, je discute des perspectives dans un avenir proche pour résoudre certains de ces problèmes avec les découvertes d'eROSITA et de l'observatoire Vera Rubin.

Le binaire de rayons X de masse élevée alimenté par accrétion GX 301-2 est composé d'un pulsar accrétant à partir d'un compagnon stellaire de type B1 et est l'une des sources de rayons X les plus brillantes du ciel. Des sources telles que GX 301-2 sont importantes pour notre compréhension de la physique sous-jacente aux mécanismes d'accrétion et de transfert de masse. Les mesures simultanées du flux et du changement de fréquence de spin sont particulièrement utiles, qui peuvent être testées par rapport à des modèles de transfert de moment angulaire dans différents scénarios d'accrétion. Dans le cas de GX 301-2, les observations NICER et Swift-XRT sur deux périodes orbitales comprises entre MJD 58469 et 58552 lors d'un épisode de spin-up mesuré par Fermi GBM permettent de tester la formation d'un disque d'accrétion transitoire. À l'aide de ces données, nous examinons la corrélation entre la fréquence de spin et le flux sur la base de modèles de couple d'accrétion et calculons quelle part de la luminosité observée résulte du transfert de masse. Nous déterminons que même si la contribution à la luminosité du disque d'accrétion temporaire est négligeable par rapport à la luminosité produite par l'accrétion du vent, la présence d'un disque d'accrétion est indiquée par des changements dans la fraction pulsée de l'émission.

Nous présentons HECATE, un catalogue de galaxies 205K avec D Lightning Talk in Tidal Disruption Events and Transients I le mercredi 7 octobre à 11h00 et 12h30 EDT

Récemment, deux faibles transitoires de rayons X ont été découverts dans le Chandra Deep Field-South. Les deux ont duré quelques heures et sont extragalactiques avec z = 0,74 (spectroscopique) et z

2.1 (photométrique), impliquant une grande libération d'énergie totale. Le premier a été proposé comme étant un transitoire de rayons X propulsé par un magnétar résultant d'une fusion binaire à neutrons et d'étoiles, tandis que la nature du second est moins claire. Ces résultats démontrent qu'une population de transitoires similaires devrait exister dans les observations radiographiques d'archives. Nous avons ainsi récemment défini des contraintes de taux systématiques sur de tels transitoires sur la base des données d'enquêtes de 19 Ms de Chandra. La recherche rapide des observations Chandra et XMM-Newton entrantes, en utilisant notre méthodologie, devrait permettre la découverte de ces transitoires supplémentaires pour un suivi rapide. Les futures missions de rayons X à grande portée telles qu'Athena et Einstein Probe sont nécessaires pour ouvrir complètement l'espace de découverte des transitoires de rayons X à faible vitesse.

Les transitoires optiques bleus rapides (FBOT) sont une nouvelle classe de transitoires récemment identifiée. À ce jour, seuls deux des quelques dizaines de FBOT connus ont été observés aux longueurs d'onde des rayons X. Dans un FBOT, l'émission de rayons X indiquait la présence d'un moteur central. Je décrirai ce que l'émission de rayons X nous a appris sur les FBOT et pourquoi les observations aux rayons X sont cruciales pour déterminer leur nature.

L'art de modéliser la perturbation des étoiles par les marées par des trous noirs massifs constitue le thème principal de mon exposé. Des simulations détaillées devraient nous dire ce qui se passe lorsque des étoiles de différents types sont perturbées par les marées, et quel rayonnement un observateur distant pourrait détecter comme signature d'observation de tels événements.

Les événements de perturbation des marées (TDE) offrent une opportunité unique d'étudier un seul trou noir super-massif (SMBH) dans des conditions d'alimentation qui changent au fil des jours ou des mois. Malgré le nombre croissant de TDE observés, il n'est pas clair si la majeure partie de l'énergie de l'éruption initiale provient de l'accrétion près du rayon gravitationnel ou de la circularisation des débris à de plus grandes distances du SMBH. Nous utilisons le code d'ajustement transitoire MOSFiT pour calculer l'efficacité de conversion de la masse en énergie rayonnée, et constatons que, pour de nombreux événements, elle est similaire aux efficacités déduites pour les noyaux galactiques actifs. Cependant, pour certains événements, il est également similaire aux efficacités de collision de flux. Les incertitudes systématiques dans l'efficacité mesurée doivent être réduites avant que nous puissions résoudre définitivement le mécanisme d'émission des TDE individuels avec cette méthode. Alors que la courbe de lumière précoce est généralement dominée par l'émission optique et UV d'une grande photosphère, les observations d'émission tardive à des fréquences de rayons X suggèrent la possibilité d'observer directement le disque d'accrétion, motivant le besoin d'observations tardives de Chandra pour contraindre davantage le mécanisme d'émission des TDE.

Les structures à travers lesquelles l'accrétion persistante à long terme se produit dans les trous noirs supermassifs évoluent de manière séculaire sur des centaines à des milliers d'années. Différentes géométries d'accrétion conduisent à des changements dans les propriétés d'émission, observés sous forme d'états d'accrétion différents. Les perturbations stellaires par les trous noirs supermassifs connaissent un large éventail de taux d'accrétion, ce qui pourrait fournir des opportunités d'étudier la formation/l'évolution des structures d'accrétion sur des échelles de temps allant de quelques mois à quelques années. Cependant, de tels changements structurels n'ont pas été observés jusqu'à présent. Je décrirai notre récente découverte où nous identifions trois états d'accrétion distincts à la suite d'un événement de perturbation de marée par un trou noir supermassif, avec des propriétés étonnamment similaires aux trous noirs de masse stellaire lorsqu'ils évoluent à travers leurs explosions. Nos résultats démontrent l'invariance d'échelle des processus d'accrétion sur sept ordres de grandeur dans la masse du trou noir. Ce résultat démontre que les événements de perturbation des marées peuvent être utilisés pour étudier les états d'accrétion dans des trous noirs supermassifs individuels, supprimant les limitations inhérentes aux études d'ensemble couramment utilisées.

Les binaires Be/X-ray peuvent entrer en explosion périodique au périastron, lorsque la masse est transférée du disque d'une étoile O ou B de matière éjectée sur un objet compact. La caractérisation de ces explosions éclaire notre compréhension de l'accrétion magnétosphérique sur des objets avec des champs magnétiques extrêmes, ainsi que la rétroaction qui en résulte entre l'étoile de masse élevée et l'objet compact en orbite, qui est le plus souvent un pulsar. En juin 2020, eROSITA a détecté une explosion de LXP 69.5, un système BeXRB dans le Grand Nuage de Magellan. Nous avons déclenché les observations ToO de NICER et Swift. Nous avons trouvé une période de rotation de 68,68 ± 0,01 seconde. Les propriétés spectrales et temporelles résultantes du système aux rayons X remettent en question la corrélation entre la morphologie du profil d'impulsion et la luminosité. Les courbes de lumière des bandes OGLE V et I, qui se sont arrêtées en mars 2020, présentent une périodicité d'éruption changeante, mieux modélisée par trois époques avec des valeurs de période de 149, 171 et 200 jours, respectivement. Les données Swift d'archives et nos observations ToO suggèrent que les éruptions optiques et à rayons X du système ne coïncident pas. Ainsi, le comportement de ce système remet en cause la compréhension établie de l'accrétion dans les BeXRB.

Je présente ici notre campagne de suivi à long terme sur plusieurs longueurs d'onde de deux événements très spéciaux de perturbation des marées par rayons X. L'un est un événement de perturbation de marée d'une décennie qui a montré la transition d'état spectral de l'état d'accrétion super-Eddington des spectres de rayons X quasi mous à l'état thermique des spectres de rayons X super mous. Récemment, nous avons également observé le refroidissement des spectres d'état thermique. L'autre événement est associé à un trou noir de masse intermédiaire décentré de quelques 10^4 masse solaire. Récemment, nous avons confirmé qu'il réside dans un amas d'étoiles massives grâce à l'imagerie HST et que les spectres de rayons X se refroidissent comme prévu pour un trou noir d'une telle masse.

Swift J164449.3+573451 (Sw J1644+57) est un événement de perturbation de marée (TDE) où une étoile s'est détachée après s'être trop approchée d'un trou noir supermassif et s'est déchirée par les forces de marée. Sw J1644+57 a été le premier TDE découvert en 2011, et à ce jour, c'est le seul TDE où le lancement et l'arrêt ultérieur d'un jet relativiste ont été observés en détail. Dans cet exposé, je donnerai un aperçu de près d'une décennie d'observations de Sw 1644+57, de sa découverte initiale par Swift à sa transition vers une phase sous-relativiste. Je fournirai également une mise à jour du TDE à partir d'observations récentes de Chandra et de Very Large Array dans les rayons X et la radio alors que l'onde de choc continue de s'étendre et d'interagir avec l'environnement circumnucléaire du trou noir. Enfin, j'expliquerai comment Sw J1644+57 s'intègre dans l'image plus large des études TDE, et comment il continuera à fournir une référence pour ces phénomènes transitoires pour les années à venir.

L'Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), situé à 5000 m d'altitude dans le désert d'Atacama, est la première des grandes installations du paysage des années 2020 à être opérationnelle. Inauguré en 2013, il offre des capacités de performances inédites dans la gamme millimétrique/submillimétrique pour l'exploration de l'Univers. Depuis le début de ses premières opérations en 2011, il a révolutionné notre vision du processus de formation des planètes ou de la naissance des premières étoiles et galaxies de l'Univers. Dans cet exposé, je présenterai quelques-uns des sujets scientifiques qui ne peuvent être étudiés qu'en exploitant les synergies entre Chandra et ALMA. Je discuterai également de certains sujets de synergie millimétrique/rayons X qui auront besoin des futures installations de rayons X telles qu'Athena pour correspondre aux capacités d'ALMA.

Dans cette présentation, j'aborderai les synergies possibles entre Chandra et eROSITA avec une perspective sur Athena. L'instrument eROSITA à bord de la mission russo-allemande SRG effectue actuellement son deuxième de huit relevés consécutifs d'imagerie par rayons X dans tout le ciel. Au cours d'une période de quatre ans, eROSITA sondera les phénomènes de rayons X transitoires et variables sur des échelles de temps allant de quelques secondes à plusieurs années, découvrant un riche échantillon d'événements extra-galactiques (par exemple, événements de perturbation des marées, rémanences d'éclats de rayons gamma, phénomènes liés à l'AGN) et galactiques. (par exemple, binaires de rayons X, novae, variables cataclysmiques, phénomènes stellaires) transitoires et variables. Athena sera le prochain grand observatoire à rayons X du programme de grande mission de l'ESA qui sera lancé au début des années 2030. Equipé d'une optique à grande surface efficace, grâce à la nouvelle technologie Silicon Pore Optics, et de deux instruments de développement technologique, un micro-calorimètre à très haute résolution (X-IFU) et une caméra à grand champ (WFI).

Les noyaux galactiques actifs (AGN) se classent parmi les sources les plus puissantes de l'univers et sont capables de modifier radicalement leur environnement grâce à une rétroaction énergétique. De l'avis général, la rétroaction associée aux jets à grande échelle avec des étendues de 10 ou 100 de kpc est le principal moyen par lequel AGN régule l'évolution des galaxies. Cependant, le rôle de la rétroaction par des jets compacts sous-galactiques sur le milieu interstellaire, en particulier à « midi cosmique » (z = 1-3), reste mal compris. De nouveaux relevés radio multi-époques offrent un moyen prometteur d'identifier des jets compacts basés sur la variabilité radio. Je présente un échantillon d'AGN actuellement radio-forts identifiés dans le cadre du Very Large Array Sky Survey (VLASS) en cours qui étaient radio-silencieux il y a à peine 1 à 2 décennies sur la base de sondages radio précédents. Ces AGN nouvellement radio-forts peuvent être associés à de jeunes jets, fournissant ainsi de nouvelles informations sur le déclenchement des jets et le lien entre la rétroaction induite par les jets compacts et l'évolution des galaxies. Je discute du rôle unique et important des observations de Chandra en conjonction avec de nouveaux relevés radio multi-époques pour mesurer les états d'accrétion et les environnements des galaxies hôtes de puissants AGN avec de jeunes jets.

En travaillant pour déterminer la source astrophysique des rayons gamma de haute énergie, un obstacle majeur est le manque de localisations sub-minutes d'arc. Les observations multi-longueurs d'onde, principalement dans les régimes des rayons X et radio, sont importantes pour percer les secrets du ciel des rayons gamma. Pour le suivi aux rayons X, une décision clé est le choix de l'observatoire à utiliser, et doit tenir compte de la nature probable de la source. Je vais décrire quelques-unes des méthodes de suivi les plus courantes pour les sources Fermi-LAT et discuter de la façon dont Chandra et d'autres installations actuelles s'intègrent le mieux dans ce processus.

Les particules de poussière diffusent la lumière des rayons X, produisant une image de halo diffus autour des sources ponctuelles de rayons X. Dans notre propre galaxie, des échos de diffusion de poussière spectaculaires provenant de sources variables de rayons X peuvent être utilisés pour cartographier la distribution spatiale en 3D de la poussière interstellaire. Je passerai en revue l'héritage des échos de diffusion de poussière imagés par Chandra et expliquerai comment les futurs télescopes à rayons X deviendront bientôt des usines d'imagerie par écho de poussière. Enfin, je montrerai comment les halos de diffusion de poussière autour des quasars brillants aux rayons X pourraient être utilisés pour sonder l'abondance et la taille des grains de poussière habitant le milieu intergalactique. Les futures missions de télescope avec une résolution de type Chandra - comme Lynx - offrent l'opportunité d'imager des échos de diffusion extragalactique, sondant directement l'abondance de poussière dans les halos et les systèmes d'absorption des galaxies.

Les étoiles pré-séquence principale sont des sources variables. Dans les étoiles à disques protoplanétaires, cette variabilité est principalement due à des phénomènes liés aux disques. Le gaz d'accrétion chauffe l'atmosphère stellaire et crée des points chauds dont l'émission énergétique est modulée par la rotation stellaire. L'accrétion elle-même est un processus non stationnaire. Les étoiles à disque peuvent également connaître une extinction variable en raison du matériau du disque interne et des entonnoirs d'accrétion. La principale source de variabilité dans les étoiles sans disques est due à l'activité magnétique, qui est de plusieurs ordres de grandeur plus intense que dans les étoiles de la séquence principale. Les fusées éclairantes, les taches, les facules et les régions actives coronales sont intrinsèquement variables et leur émission est modulée par la rotation stellaire. Ces phénomènes peuvent être étudiés avec des observations multi-bandes simultanées, qui sont rares et techniquement difficiles. Je présenterai les résultats du projet CSI2264, basés sur des observations multi-longueurs d'onde simultanées d'étoiles jeunes (en l'occurrence, les membres de l'amas NGC2264). En particulier, je montrerai comment les observations simultanées optiques (CoRoT) et aux rayons X (Chandra) ont sondé en profondeur les phénomènes associés aux disques internes, à l'accrétion et à l'activité magnétique.

Nous présentons des observations et des simulations de surveillance par rayons X et optique montrant comment la microlentille gravitationnelle est utilisée pour déduire la structure près des horizons d'événements des trous noirs supermassifs, contraindre le spin des trous noirs et tester la relativité générale dans le régime de forte gravité.

Pendant les événements de microlentille, les caustiques de grossissement traversent le disque d'accrétion, révélant le changement progressif de l'énergie des raies de fluorescence Mg, Si, S et Fe provenant du disque d'accrétion. Le changement d'énergie de ces raies est le résultat d'effets relativistes particuliers et généraux. La distribution des déplacements d'énergie des lignes fournit des contraintes sur l'orbite circulaire stable la plus interne et le spin du trou noir. Le changement des forces relatives des lignes du disque lorsque le caustique se déplace à travers le disque donne un aperçu de la structure d'ionisation du disque.

Nous montrons également comment ces observations de microlentilles peuvent être étendues à un échantillon statistiquement important de quasars à lentille z = 0,5 à 5 avec la découverte prévue par l'observatoire Vera C. Rubin de > 10 000 systèmes à lentille gravitationnelle supplémentaires et avec un télescope à rayons X de nouvelle génération.

Je discuterai d'un nouvel algorithme de déconvolution 2D pour analyser les échos de poussière de rayons X. La technique permet une analyse conjointe de plusieurs observations temporellement distinctes d'échos de diffusion de poussière et permettra des stratégies d'observation futures plus flexibles.

Les observations multi-longueurs d'onde et dans le domaine temporel du Centre Galactique ont ouvert une toute nouvelle vue de l'environnement dynamique autour de notre trou noir supermassif le plus proche. Je discuterai de la variabilité unique de Sgr A* aux côtés d'autres phénomènes du domaine temporel dans le centre galactique, tracés sur plus de 20 ans d'observations de Chandra et de campagnes coordonnées à plusieurs longueurs d'onde. J'explorerai également brièvement comment nous pouvons continuer à repousser cette frontière avec les observatoires existants et de prochaine génération.

Nous présentons des observations multi-longueurs d'onde du premier transitoire riche en calcium, SN 2019ehk, avec une détection de rayons X lumineux. Nos observations panchromatiques de la supernova (SN) 2019ehk commencent 10 heures après l'explosion et se poursuivent pendant

400 jours. L'émission de rayons X de courte durée observée par Swift-XRT coïncide à la fois avec un « flare » optique à

3 jours après explosion et raies d'émission d'hydrogène et d'hélium "flash-ionisées" dans le spectre SN. La combinaison de ces observations fournit, pour la première fois, la preuve directe d'une coquille dense et compacte de matériau circumstellaire entourant un progéniteur de SN riche en calcium. Nous discuterons des implications de ces observations en ce qui concerne l'espace des phases des transitoires de rayons X et explorerons comment la production de rayons X dans les transitoires riches en calcium peut être appliquée comme une nouvelle sonde de l'histoire de la perte de masse des progéniteurs.

L'algorithme de recherche de la période de Gregory-Loredo, qui utilise le théorème de Bayes pour la courbe de lumière pliée en phase et est bien adapté aux données de rayons X irrégulièrement échantillonnées, est appliqué aux observations profondes de Chandra du renflement galactique interne (le champ de la fenêtre de limitation) et le Nucléaire Star Cluster (NSC). Cela conduit à des dizaines de sources périodiques nouvellement détectées, dont la plupart sont classées comme CV magnétiques, y compris les polaires et les IP. Sous des hypothèses raisonnables sur la géométrie des CV et un grand nombre de courbes de rayons X simulées, nous estimons la fraction de CV magnétiques dans le renflement interne à 3,3 heures) CV contrastant avec les CV de champ, qui peuvent être compris comme un âge effet.

Nous rapportons la détection de 8 candidats transitoires extragalactiques aux rayons X rapides (FXRT) à partir d'un échantillon parent de 214 701 sources dans le Chandra Source Catalog Release 2.0 (160,96 Ms sur 592,4 deg2). Nous caractérisons leurs courbes et spectres de lumière X. Deux candidats ont des contreparties visibles en imagerie d'archives, ce qui nous permet d'évaluer de faibles distributions de probabilité de décalage vers le rouge (z

0.3-5.2) et les propriétés de l'hôte. Quatre FXRT montrent un plateau dans leurs courbes de lumière et une tendance au ramollissement de leur rapport de dureté (HR), impliquant une relation possible avec CDF-S XT2 et GRB. Nous calculons les taux d'événements locaux et étudions une relation possible avec un scénario de moteur central, entraîné par une émission proto-magnétar.

Les fusées éclairantes sont une réalité pour les étoiles sur ou à proximité de la séquence principale, et ce sont les libérations les plus énergétiques qui se produisent pendant à peu près toute la durée de vie de la séquence principale de l'étoile. Le lancement de l'observatoire à rayons X Chandra a eu lieu quelques années seulement après la découverte des premières planètes extrasolaires, et il existe un lien entre d'importantes questions d'astrophysique stellaire et les implications associées pour l'habitabilité. Par exemple, les facteurs qui contrôlent l'émission coronale des étoiles et leurs éclaircissements sont importants non seulement pour comprendre le bilan énergétique dans la couronne, mais aussi pour comprendre l'irradiation de l'atmosphère planétaire. Dans ce contexte, il est important de comprendre non seulement les détails du fonctionnement des éruptions, mais aussi comment ces impacts extrasolaires sur la météo spatiale ou l'habitabilité pourraient changer avec le temps. Dans cette conférence, je détaillerai ce que nous avons appris avec Chandra sur les types d'étoiles en éruption, les détails des éruptions et comment les étoiles peuvent avoir un impact sur leur environnement, à la fois pour la formation de planètes et pour celles déjà formées. Je me tournerai ensuite vers ce que l'avenir pourrait nous réserver en ce qui concerne la contribution continue de Chandra à la compréhension des éruptions et de l'habitabilité planétaire.

Nous étudions les propriétés de variabilité des sources de rayons X situées dans plusieurs amas d'âge intermédiaire (20-300 Myrs) en utilisant différentes métriques de variabilité. Nous utilisons des propriétés multi-longueurs d'onde de divers catalogues pour classer ces sources de rayons X Chandra variables et explorer la variabilité pour différentes classes de sources. Nous explorons davantage les tendances entre les propriétés spectrales et de variabilité.

Chandra a cartographié les battements cardiaques magnétiques des étoiles de type tardif via des rayons X coronaux à contraste élevé. L'objectif est de caractériser la Dynamo stellaire, dont le fonctionnement interne reste insaisissable. Les modulations à haute énergie du Soleil jouent un rôle important dans la « météo spatiale » dans notre héliosphère, tout comme les homologues stellaires de leurs exoplanètes. La paire voisine Alp Cen A (G2 V) et B (K1 V) a été suivie par Chandra semestriellement depuis 2005, ajoutant aux années 1990 ROSAT/HRI et, depuis 2003, XMM-Newton. AB montre des cycles coronaux clairs, 19 ans et 8 ans, encadrant respectivement le cycle solaire de 11 ans par des quantités significatives, malgré les seules petites différences dans les masses stellaires. Il y a plusieurs années, le Procyon lumineux voisin (F5 IV-V) a été ajouté au programme. Malgré la forte intensité coronale de Procyon, l'étoile F légèrement évoluée a affiché une courbe de lumière aux rayons X très plate. Plus récemment, deux nouveaux binaires visuels prometteurs, Xi Boo (G8 V + K4 V) et 70 Oph (K0 V + K5 V), ont été ajoutés à "Cycles". Une question clé concerne l'origine des branches divergentes dans un diagramme opposant la période de rotation à la durée du cycle, où l'exemple emblématique de 11 ans du Soleil se trouve au milieu, peut-être dans un état de transition.

Les observations ont montré que les jeunes étoiles sont très variables en rayons X. Qu'est-ce que cela signifie pour les propriétés et la chimie des disques formant leur planète circumstellaire ? Nous présentons une étude théorique reliant l'évolution chimique du disque aux événements de torchage des rayons X stellaires. Nous constatons que les éruptions de rayons X conduisent la chimie sur des échelles de temps pertinentes d'un point de vue observationnel et ont un impact cumulatif à long terme (des décennies).

La chimie des disques protoplanétaires définit la composition initiale des planètes nouvellement formées et peut également réguler l'efficacité avec laquelle les planètes se forment. Les abondances chimiques des disques évoluent généralement sur des échelles de temps couvrant des milliers, voire des millions d'années. Par conséquent, ce fut une surprise lorsque les observations ALMA prises au cours d'une seule année ont montré une émission moléculaire significativement variable dans H13CO+ par rapport à l'émission de poussière thermique par ailleurs constante dans le disque protoplanétaire IM Lup. HCO+ est une molécule connue sensible aux rayons X, et une explication possible est que l'activité stellaire perturbe "l'état stable" chimique du disque. Si elles sont confirmées, les observations simultanées peuvent fournir un nouvel outil pour mesurer (et potentiellement cartographier) les paramètres fondamentaux du disque, tels que la densité électronique, à mesure que la lumière des éruptions de rayons X se propage à travers le disque.

Alors que la variabilité des rayons X et le torchage des Young Stellar Objects (YSO) sont connus depuis un certain temps, des observations radio centimétriques complémentaires (non thermiques) appropriées et systématiques deviennent maintenant disponibles. J'illustrerai la complexité émergeant des observations simultanées par radio et rayons X de centaines d'OSJ dans l'amas de la nébuleuse d'Orion sur des échelles de temps de quelques minutes et je décrirai les prochaines étapes.

Les étoiles de pré-séquence principale (PMS) sont de jeunes étoiles avec une activité magnétique brillante et fréquente. Dans certains cas, les boucles d'éruption sont si longues qu'elles peuvent relier l'étoile et le disque protoplanétaire qui l'entoure. Les PMS montrent également une variabilité des rayons X qui est unique à ce stade évolutif : une composante importante de leur émission de rayons X mous provient d'un choc d'accrétion qui peut changer au cours d'une période de rotation ou lorsque des gouttes de matière tombent dans l'étoile. Au fur et à mesure que le flux d'accrétion ou les déformations du disque tournent dans et hors de la ligne de visée, cette émission est plus ou moins absorbée et les changements spectraux nous permettent de sonder la teneur en poussière de l'absorbeur. Au fur et à mesure que cette poussière, ces cailloux ou même ces proto-planètes tombent dans l'étoile, nous pouvons observer la composition élémentaire du plasma chaud changer dans le spectre des rayons X sur quelques années. Chandra a joué un rôle déterminant dans nombre de ces découvertes en raison de la haute résolution spatiale qui nous permet de séparer des sources proches dans des régions de formation d'étoiles surpeuplées. Je termine cette revue par une liste de questions ouvertes sur la variabilité du PMS que les futurs observatoires à rayons X pourront traiter.

De nombreux objets de notre système solaire émettent des rayons X par le biais de divers processus physiques. Leur émission est souvent très variable dans le temps car ils répondent aux conditions météorologiques spatiales locales, aux éruptions solaires ou aux propriétés inhérentes de l'objet observé. Les observations du système solaire sont souvent TROP ou des observations de suivi rapides, car certains des événements les plus intéressants sont imprévisibles.

Nous présentons les résultats de l'observation contemporaine de Swift et Chandra de la comète de la famille Jupiter 46P/Wirtanen lors de son apparition en 2018. Le taux de production d'eau et les émissions d'échange de charges ont été mesurés à trois époques différentes sur 1,5 mois permettant une comparaison avec la variabilité du vent solaire.

Depuis les premières observations Chandra de Jupiter en 2000, on a observé que la planète produisait de mystérieuses éruptions de rayons X quasi-périodiques sur des échelles de temps de 10s de minutes. Les campagnes de rayons X sans précédent qui accompagnent le vaisseau spatial Juno en orbite autour de Jupiter nous ont permis de déchiffrer toute la chaîne des processus physiques qui produisent ces pulsations mécaniques. Ces campagnes révèlent que les aurores X de Jupiter pulsent dans le temps avec des fluctuations périodiques du champ magnétique appelées ondes de mode de compression. Ces ondes interagissent avec la population de plasma à travers des résonances cyclotron provoquant des flux périodiques de particules keV-MeV vers la planète. Lorsque ces particules entrent en collision avec l'atmosphère de Jupiter, elles provoquent des sursauts de rayons X. D'autres observations révèlent que ce n'est pas unique aux rayons X : les rayons X pulsent dans le temps avec les éruptions radio et UV, qui sont toutes synchronisées par des ondes de mode de compression. Nous terminons en montrant des vidéos des aurores de Jupiter démontrant que le terme de "point chaud" aux rayons X (Gladstone+2002 Dunn+2017) est trompeur pour Jupiter puisqu'il n'est pas produit par un seul processus cohérent mais plusieurs processus distincts, dont les pulsations ne sont qu'un élément. * W.R.D et ZHY ont contribué à parts égales à ce travail

L'astronomie dans le domaine temporel peut exiger que les observateurs utilisent plusieurs installations simultanément. Je discuterai du réseau de recherche en astronomie simultanée sur plusieurs longueurs d'onde dans les transitoires (SmartNET), un outil de réseau ouvert conçu pour aider les astronomes à organiser de telles observations. Je présenterai quelques-unes des récentes campagnes SmartNET et me concentrerai sur la façon dont SmartNET et Chandra peuvent se combiner pour s'attaquer à de nouvelles frontières.

L'émergence de la (astro)physique multi-messagers dans le domaine temporel demande des moyens nouveaux et plus efficaces d'échanger des informations, ainsi que la collaboration. De nombreux observatoires spatiaux et terrestres ont des pages Web dédiées à l'affichage d'informations sur les observations complètes et le calendrier d'observation prévu. L'objectif est de standardiser l'échange d'informations sur les horaires et les configurations d'observation entre les installations et, en outre, de standardiser l'automatisation du contrôle de la visibilité pour plusieurs installations. Pour y parvenir, nous proposons d'utiliser les protocoles VO (type ObsTAP) pour écrire des services afin d'exposer ces données à des applications clientes potentielles et de développer des serveurs de visibilité inter-installations.

Je prévois de commencer par quelques exemples de récompenses scientifiques d'une communication efficace en astronomie temporelle. Ensuite, je prévois de mettre en évidence des outils qui facilitent une coordination efficace. Je conclurai par quelques défis dans ce contexte avant d'ouvrir la parole à la discussion.

Les observations multi-longueurs d'onde offrent aux astronomes de nombreuses informations qui peuvent aider à interpréter l'astrophysique d'une source. Pour les sources variables dans le temps, la coordination de ces observations multi-longueurs d'onde dans le temps peut être cruciale. Au cours des 21 premières années de la mission, Chandra a offert aux proposants la possibilité de coordonner leurs observations Chandra avec les observations d'autres observatoires. Nous continuons de le faire alors que la mission entre dans sa troisième décennie de service et avons ouvert cette opportunité à des coordinations avec n'importe quel observatoire, spatial ou au sol. Nous discutons de la façon dont Chandra a accompli cela dans le passé et de la façon dont nous allons le faire à l'avenir.

Cet exposé donne un bref résumé des observations aux rayons X de supernovae et de jeunes restes de supernova (SNR) réalisées au cours des dernières décennies, avec un accent particulier sur les résultats obtenus avec Chandra. L'émission de rayons X des supernovae aide à contraindre le type de supernova, le mécanisme d'explosion et les propriétés du milieu circumstellaire. Les études aux rayons X des SNR permettent de comprendre la distribution des éjectas, l'expansion des chocs et l'interaction d'un SNR avec son environnement. Je rendrai compte des résultats récents sur SN 1987A, le SNR de Kepler, le SNR de Tycho et d'autres, qui nous ont fourni de nouveaux faits intéressants sur l'évolution des supernovae et des SNR.

Nous présentons une analyse de cinq années d'observations coordonnées CXO et NuSTAR montrant une supernova particulière et fortement interagissante, SN 2014C. Il s'agit de la première surveillance par rayons X à large bande d'un SN extragalactique sur six ans d'évolution à la fois dans les rayons X durs et mous. Notre analyse du rayonnement thermique brillant de Bremsstrahlung révèle que SN 2014C, initialement un SN de type Ib, s'est métamorphosé en un type IIn à la suite d'une interaction avec un milieu circumstellaire riche en hydrogène (CSM) composé de 2-3 M_☉, situé 5,5 x 10^ <16>cm du site d'explosion. Cette coque de matériau CSM riche en H a un profil de densité compris entre R^ <-2,5> et R^ <-4,3>, ce qui s'écarte clairement des profils de densité de type vent (R^<-2>) attendus autour des étoiles massives. Ces découvertes nécessitent une mise à jour de notre compréhension de la perte de masse dans les étoiles massives qui approchent de l'effondrement du cœur.

Nous présentons des spectres de rayons X couvrant 18 ans d'évolution pour SN1996cr, l'un des cinq plus proches (

4 Mpc) SNe détecté à l'ère moderne. Les observations Chandra-HETG nous permettent de résoudre spectralement les profils de vitesse des raies d'émission Ne, Mg, Si, S et Fe et de suivre leur évolution en tant que traceurs de l'interaction éjecta-milieu circumstellaire (CSM). Pour expliquer la diversité des profils de raies X, nous explorons plusieurs modèles géométriques possibles. Sur la base de l'époque signal-bruit la plus élevée de 2009, nous constatons qu'une géométrie polaire avec deux configurations d'angle d'ouverture distinctes et un obscurcissement interne peut reproduire avec succès tous les profils de raies observés. Nous étendons ce modèle à sept autres époques avec un rapport S/B inférieur et/ou une résolution spectrale inférieure entre 2000-2018, donnant plusieurs tendances évolutives intéressantes.

Les transitoires à rayons X rapides supergéants (SFXT) sont une classe de systèmes binaires à rayons X de masse élevée supergéants, caractérisés par une extrême variabilité dans le domaine des rayons X. Les modèles actuels attribuent les éruptions à la nature grumeleuse du vent stellaire couplée à des mécanismes de déclenchement impliquant le spin et le champ magnétique de l'étoile à neutrons. eROSITA est le principal instrument à bord de la mission russo-allemande "Spectrum-Roentgen-Gamma", dont la mission est d'effectuer un relevé d'imagerie dans le ciel d'ici deux ans. L'emplacement du Grand Nuage de Magellan en fait un laboratoire idéal pour détecter les systèmes transitoires avec eROSITA et les suivre avec des campagnes multi-longueurs d'onde. Nous avons effectué une analyse temporelle et spectrale détaillée des données eROSITA et XMM-Newton de XMMU J053108.3−690923. Nous confirmons les pulsations putatives précédemment rapportées de la source certifiant sa nature d'étoile à neutrons en orbite avec un compagnon supergéant. Nous avons identifié des éruptions rapides dans les courbes de lumière eROSITA, tandis que le flux à long terme présente une variabilité avec une plage dynamique de > 1000 confirmant sa nature en tant que SFXT. En outre, une estimation de l'agrégation du milieu et du champ magnétique de l'étoile à neutrons.

Les binaires à rayons X à masse élevée (HMXB) supergéantes offrent une chance unique de sonder directement les vents agglomérés hautement structurés des étoiles O/B. Dans ces systèmes, un objet compact (trou noir ou étoile à neutrons) accumule de la matière à partir du vent stellaire du compagnon. La variabilité du vent entraîne des changements dans l'accrétion et donc l'émission de rayons X du système. L'interaction de cette émission avec la matière du vent est utilisée pour étudier le vent lui-même et ainsi contraindre les processus de perte de masse dans les étoiles les plus massives. Les systèmes sont très dynamiques, avec des échelles de temps allant de cycles orbitaux d'une journée à quelques minutes et moins lorsque le passage de blocs de vent individuels est observé.
Chandra, avec sa superbe résolution spectrale, a ouvert une nouvelle fenêtre sur la structure du vent dans les HMXB. Il a, par exemple, révélé la structure en forme d'oignon des touffes de vent dans Cygnus X-1, et le flux d'accrétion éolienne multiphasique complexe dans Vela X-1, similaire à ce qui a été suggéré dans les simulations. Dans cet exposé, je discuterai de ces résultats et d'autres résultats de Chandra et soutiendrai que Chandra est idéalement placé pour continuer sa contribution cruciale à notre compréhension des HMXB et des étoiles massives.

Au cours de la dernière décennie, la découverte que de nombreuses novae, sinon la plupart, produisent des rayons gamma GeV a révolutionné notre compréhension de ces éruptions stellaires majeures courantes. On pense maintenant que les chocs puissants jouent un rôle clé dans de nombreux aspects des éruptions de nova, qu'il s'agisse d'aider à éjecter l'enveloppe de la naine blanche, d'alimenter l'émission optique, de déclencher éventuellement un refroidissement catastrophique et la formation de poussière. Et les rayons X des gaz chauffés par choc sont essentiels pour diagnostiquer ces chocs. Dans cet exposé, je passerai brièvement en revue les contributions passées de Chandra à la recherche sur les novas ainsi que certaines recherches actuelles sur les chocs produisant des rayons gamma. Pour l'avenir, je soutiendrai que travailler de plus en plus étroitement avec d'autres observatoires sera crucial pour Chandra afin de continuer à apporter des contributions révolutionnaires à l'étude des novae et d'autres transitoires stellaires connexes.

WR 25 est un système stellaire binaire à vents de collision composé d'un primaire O2.5If*/WN6 très massif et d'un secondaire O4 sur une orbite excentrique de 208 jours. Ces étoiles chaudes ont des vents forts et hautement supersoniques qui interagissent pour former une source lumineuse de rayons X à partir de chocs de collision de vent dont les conditions changent avec la séparation stellaire. Différentes vues à travers les vents des étoiles WR et O sont offertes avec la phase orbitale lorsque les étoiles se déplacent autour de chacune, permettant une exploration de la structure du vent d'une manière qui n'est pas facile ni même possible pour des étoiles individuelles. Nous avons analysé un spectre Chandra/HETGS sur axe de WR 25 obtenu peu avant le périastron à la lumière maximale. À partir des observations sur l'axe, nous contrôlons les flux de raies, les centroïdes et les largeurs de diverses raies d'émission, y compris les triplets He de Si XIII et Mg XI. Nous avons également pu inclure plusieurs spectres HETG hors axe fortuits des archives et étudier leur variation de flux avec la phase. Ceci est le premier rapport sur les études spectrales à haute résolution de WR 25 dans les rayons X.

WZ Sge est l'une des novae naines les plus connues en raison de ses super-explosions spectaculaires chaque

30 ans. Ces éruptions sont caractérisées par une rafale primaire, suivie d'une phase de déclin qui comprend une forte « baisse » et de multiples « éruptions d'écho ». Comme ces caractéristiques de déclin ne sont pas encore entièrement comprises, nous étudions une interprétation récemment proposée selon laquelle les basculements entre ces états représentent des transitions vers et hors d'un état d'hélice magnétique. Si tel est le cas, le spectre UV distinctif observé dans le système d'hélice magnétique prototype AE Aqr peut nous fournir une signature observationnelle définitive du processus dans WZ Sge. Dans cet exposé, je présente des observations spectroscopiques UV haute résolution résolues dans le temps prises avec STIS/HST juste avant, pendant et après le creux de la super explosion de WZ Sge en 2001. Nous construisons des spectres moyennés dans le temps et RMS pour tous les états pendant la phase de déclin et nous testons si la signature spectroscopique d'une hélice est présente et limitée aux états faibles pendant lesquels l'hélice est censée fonctionner. Enfin, je discute des implications plus larges de nos découvertes pour notre compréhension du modèle d'instabilité du disque et des éruptions de nova naine.

Plusieurs approches d'analyse temporelle avec les spectres ACIS-S HETG de sources stellaires sont discutées, y compris les courbes de lumière, la détermination de la période de Fourier et les études statistiques. Les problèmes et les avantages des données HETG dans la poursuite des études temporelles sont explorés. Un exemple spécifique du petit O star zeta Pup est présenté, avec des observations coordonnées à d'autres longueurs d'onde.

Les sources de rayons X ultra-lumineux (ULX) sont des laboratoires idéaux pour étudier les effets de l'accrétion super-Eddington, en particulier dans celles alimentées par les étoiles à neutrons en accrétion. Ces systèmes n'ont été identifiés que récemment grâce à la découverte de pulsations cohérentes. Cette découverte a conduit à un changement de paradigme dans le domaine, c'est-à-dire qu'elle a complètement changé notre image de la composition de la population ULX, de leur évolution et de leur impact sur l'environnement. Bien que Chandra n'ait pas encore vu les pulsations des ULX, sa superbe résolution angulaire a aidé à démêler les sources et à surveiller leur variabilité à long terme. Il est probable qu'une forte variabilité, y compris des états désactivés, soit un signe révélateur des pulsars ULX, entraînés par le fort champ magnétique de l'étoile à neutrons. Ce champ magnétique puissant pourrait être mesuré directement à travers des lignes de cyclotron, comme Chandra l'a fait pour M51 ULX8. Chandra a également découvert la première bulle de rayons X autour d'un ULX, mettant en évidence l'impact profond de ces sources sur leur environnement. Je vais essayer de résumer l'état de l'art actuel sur les pulsars ULX et leur variabilité et décrire comment Chandra a contribué et continuera de contribuer à ce domaine passionnant.

Actuellement, 17 sources de rayons X ultralumineuses (ULX) avec des homologues d'amas globulaires (GC) ont été identifiées. Les ULX dans l'ancien environnement GC représentent une nouvelle population d'ULX, et celles qui sont susceptibles d'être des trous noirs. Ces sources montrent un comportement diversifié vis-à-vis de la variabilité temporelle, tant sur les longues (16 ans) que sur les courtes (

heures) des échelles de temps, à la fois dans les longueurs d'onde des rayons X et optiques. Ces sources peuvent s'allumer ou s'éteindre pendant de nombreuses années, ou rester à une luminosité constante. Certaines sources présentent un changement à long terme de leur luminosité sans variabilité perceptible au sein des autres observations. D'autres sources montrent une variabilité à long terme étonnante tout en démontrant également une variabilité sur une échelle de temps d'environ quatre heures. Je vais entreprendre une comparaison complète de la variabilité temporelle du zoo des GC ULX actuellement connus et discuter des origines possibles de certaines des variabilités extrêmes observées.

Certaines sources de rayons X ultralumineuses, en particulier celles identifiées comme des accréteurs d'étoiles à neutrons, présentent une variation extrême à long terme du flux de plus d'un ordre de grandeur. De multiples mécanismes peuvent provoquer une telle variabilité, tels que «l'effet d'hélice» dans lequel l'accrétion est arrêtée au rayon magnétosphérique, et les périodes super-orbitales causées par la précession dans le système. La surveillance des galaxies riches en ULX avec Chandra peut commencer à nous fournir une compréhension au niveau de la population de la variabilité à long terme de l'ULX et de sa rareté.

La variabilité spectrale fait partie des nombreuses propriétés enregistrées dans le Chandra Source Catalog 2.0 (CSC2), et aussi l'une des propriétés astrophysiques les plus pertinentes pour les sources de rayons X. Les TDE, les ULX, les binaires à rayons X présentent tous des caractéristiques de variabilité spectrale spécifiques qui facilitent leur identification. Nous montrons les résultats de l'utilisation d'un algorithme de détection d'anomalies pour identifier des sources transitoires potentiellement intéressantes dans CSC 2.0 qui sont également spectralement variables. Nous rapportons l'identification de plusieurs transitoires lumineux détectés dans CSC2 à l'aide d'un algorithme de détection d'anomalies, et la caractérisation de leurs propriétés spectrales. Ces transitoires se cachent depuis plusieurs années en tant que sources fortuites dans les données de Chandra sans avoir été préalablement repérés ou entièrement caractérisés. Mining CSC2 a rendu possible leur découverte et leur caractérisation. Parmi les transitoires signalés, il y a des transitoires lumineux doux qui sont compatibles avec l'accumulation de naines blanches, des binaires de rayons X avec des compagnons évolués et des jeunes étoiles en éruption. Nous présentons un résumé de nos premières conclusions.

Dans cet exposé, je présente la surveillance tardive de la rémanence et la découverte de la galaxie hôte du GRB180418A de durée intermédiaire, à l'aide d'installations à rayons X et de grands télescopes au sol. Je présente des observations profondes de Chandra jusqu'à 39 jours après l'éclatement, qui contraignent la sortie du GRB à avoir un grand angle d'ouverture >10 degrés. Je présente également une comparaison du comportement de rémanence de GRB 180418A aux populations de GRB court et long.

L'association d'une galaxie hôte avec un sursaut court gamma (SGRB) dépend d'une localisation précise du SGRB. 20 à 30 % des SGRB bien localisés n'ont pas d'hôte coïncident aux limites optiques et NIR profondes. Ces SGRBs ont été identifiés comme sans hôte d'un point de vue observationnel en raison de leur manque d'associations d'hôtes fortes. Compte tenu de l'heure précoce extit observations de courtes rémanences GRB, nous dérivons des limites inférieures sur leurs densités de circumburst. Nous calculons la densité de gaz au redshift viriel d'une galaxie hôte SGRB moyenne, et en adoptant ce seuil, identifions cette Contributed Talk in Gamma-ray Bursts le mardi 20 octobre 11h00 & 12h30 EDT

La découverte de la première fusion binaire d'étoiles à neutrons directement associée à un sursaut gamma court (GW170817/GRB170817A) révèle la présence d'une population locale d'événements hors axe. Le début de l'émission de rayons X de ces événements est attendu plusieurs jours après la découverte du GRB et est significativement plus faible que la rémanence sur l'axe révélée par l'observation Chandra du GRB170817A. Dans notre travail, nous étudions si similaire à proximité ( Lightning Talk in Gamma-ray Bursts le mardi 20 octobre 11h00 et 12h30 EDT

L'émission non thermique de GW170817 provenait d'un flux relativiste structuré d'une fusion d'étoiles à neutrons binaires. Comprendre comment la structure est imprimée sur l'écoulement détient les clés pour comprendre la nature du reste et le processus et la composition de lancement du jet. Je combinerai simulations numériques et considérations théoriques pour mieux comprendre un processus aussi important.

La combinaison fantastique de haute résolution spatiale et de sensibilité de Chandra a ouvert la voie à des études minutieuses de l'accrétion dans certaines des sous-classes les plus fascinantes de binaires de rayons X, en particulier dans les régions surpeuplées. Des insaisissables binaires de rayons X des trous noirs (candidats) dans les amas globulaires galactiques et extragalactiques aux rares pulsars de transition milliseconde, de telles études ont fourni des informations inestimables sur les mécanismes d'accrétion dans ces systèmes, et par la suite sur leur population et leur évolution. Plus précisément, la caractérisation de la variabilité sur des échelles de temps courtes (minutes à heures) et longues (jours à mois/années) dans ces systèmes, et les liens possibles avec l'émission dans d'autres bandes (par exemple, radio), ont été des outils de diagnostic clés et ont amélioré notre compréhension de l'accrétion mécanismes. Dans cet exposé, je passerai en revue certaines de ces découvertes des dernières années, rendues possibles en partie grâce aux yeux de Chandra. Je discuterai de leur impact sur notre compréhension de l'évolution de ces classes de binaires X.

Nous rapportons de nouvelles observations radio et rayons X strictement simultanées du binaire à rayons X de trou noir de masse stellaire voisin GS 2000+25 dans son état de repos. Dans les observations profondes de Chandra, nous détectons le système à une faible luminosité aux rayons X de Lx = 1,1x10^30(d/2 kpc)^2 erg/s (1–10 keV). Il s'agit de la luminosité aux rayons X la plus faible jamais observée pour un binaire de rayons X de trou noir au repos, correspondant à un rapport d'Eddington Lx/LEdd

10^−9. En 15 heures d'observations avec le Karl G. Jansky Very Large Array, aucune émission de continuum radio n'est détectée jusqu'à une limite de 3σ de 1032 erg s^−1. Les observations de ces sources mettent à l'épreuve les limites de nos installations actuelles de rayons X et de radio, et de nouvelles voies vers la découverte de trous noirs sont nécessaires pour étudier les trous noirs à plus faible luminosité.

Les binaires à rayons X de faible masse (LMXB) peuvent rester en sommeil, rester non détectés pendant des décennies, s'accrétant à des taux très faibles. Bien que les LMXB au repos soient notoirement difficiles à détecter aux énergies des rayons X, ils peuvent être détectés régulièrement à l'aide de télescopes optiques relativement petits. nous avons surveillé

40 à 50 LMXB pendant 15 ans utilisant les télescopes Faulkes/Observatoire de Las Cumbres (LCO). Nous détectons maintenant les premiers stades de ces explosions avec ces télescopes optiques, avant qu'ils ne deviennent suffisamment brillants pour la détection par rayons X. Notre nouveau pipeline de surveillance optique en temps réel, le "X-ray Binary New Early Warning System (XB-NEWS)" vise à détecter et à annoncer de nouvelles explosions XRB dans la journée suivant la première détection optique. Cela nous permet de déclencher des campagnes radiographiques et multi-longueurs d'onde au tout début des explosions, pour contraindre le mécanisme de déclenchement de l'explosion. Nous avons un déclencheur TOO très rapide actif avec Chandra pour obtenir des détections très précoces en sortie de repos. En utilisant les résultats du pipeline XB-NEWS, nous présentons la surveillance optique à long terme de certains LMXB et montrons comment Chandra est la clé pour résoudre le mécanisme de déclenchement de l'explosion.

Si les binaires à rayons X sont un laboratoire idéal pour étudier la physique de l'accrétion des trous noirs, alors Chandra est un microscope, offrant une vue rapprochée de ces transitoires et des cycles de vie complexes des trous noirs de masse stellaire. Grâce à une combinaison unique de spectroscopie haute résolution et d'imagerie haute résolution, Chandra découvre la microphysique de la rétroaction des trous noirs, nous permettant d'établir des liens entre les flux sortants ionisés, les jets relativistes et le flux d'accrétion variable sous-jacent. Dans cet exposé, je mettrai en évidence certaines des idées de Chandra sur la structure, l'évolution et la dynamique d'afflux-sortie des disques autour des trous noirs. En cours de route, je discuterai de certaines leçons apprises des 21 dernières années et de certains espoirs et défis pour l'avenir.

Nous présentons une analyse de la première observation de l'emblématique High Mass X-ray Binary 4U 1700-37 avec des réseaux de transmission de haute énergie Chandra pendant une éclipse de rayons X. Cela nous permet d'étudier en profondeur le vent stellaire rétro-éclairé de l'étoile O6Ia HD153919 = V884 Sco, le premier donneur de tout Galactic HMXB, avec des détails sans précédent. Nous analysons le comportement du spectre de la raie d'émission en fonction du continuum d'émission et présentons les propriétés physiques du vent stellaire irradié.

La variabilité à courte échelle de temps dans les courbes de lumière des binaires de rayons X fournit un aperçu intéressant de la dynamique d'accrétion. Nous analysons les "coups" observés dans Cygnus X-1 dans la bande d'énergie 0,1-80 keV en utilisant l'observation simultanée avec AstroSat et NICER. Nous détectons des tirs simultanés dans la bande des rayons X mous avec NICER et dans la bande des rayons X durs avec AstroSat-LAXPC. Nous observons le profil du tir pour la première fois dans les rayons X mous (0,1-3 keV) et déterminons les caractéristiques du profil dans différentes bandes spectrales. Le profil de tir relatif culmine dans la plage d'énergie de 1,5 à 3 keV. En utilisant la spectroscopie résolue en phase de tir, nous brisons la dégénérescence concernant l'origine de la montée subite des photons thermiques. Nous constatons que pendant un tir, le taux d'accrétion reste constant et le bord intérieur du disque d'accrétion se déplace vers l'intérieur lorsque le tir monte et vers l'extérieur lorsque le tir se désintègre. Cet événement produit une vague de photons qui sont ensuite dispersés par le nuage de comptonisation, ainsi produisant le profil de tir asymétrique. Nous discutons des mécanismes possibles provoquant l'oscillation dans le rayon interne

Pour les binaires de rayons X relativement brillants, le Chandra HETG permet d'effectuer une spectroscopie de rayons X résolue en temps sur des échelles de temps de l'heure. Il est possible d'examiner comment diverses caractéristiques spectrales varient en fonction de l'activité et de la phase orbitale. Comme étude de cas, nous passerons en revue certains des résultats d'une étude récente sur Cygnus X-3 (Kallman, et al. 2019).

Je résumerai l'évolution spectrale et temporelle des binaires de rayons X de faible masse des trous noirs pendant la transition d'état en me concentrant sur l'étape de désintégration en explosion. Je comparerai la distribution de luminosité de ces sources dans différents états et discuterai de l'impact des observables sur la distribution.

Les observations dans le domaine temporel offrent désormais une nouvelle façon prometteuse d'étudier l'accrétion et la physique des jets dans les binaires à rayons X. En détectant et en caractérisant la variabilité rapide du flux dans ces systèmes sur une large gamme de longueurs d'onde/bandes d'énergie (émission de sondage à partir de différentes régions du flux d'accrétion et du jet), nous pouvons mesurer des propriétés difficiles, voire impossibles, à mesurer par les méthodes spectrales traditionnelles. et méthodes d'imagerie (p. ex. échelles de taille, géométrie, vitesses des jets, séquence d'événements menant au lancement des jets). Alors que les études de variabilité dans les bandes de rayons X sont un élément essentiel de la communauté binaire des rayons X, de nombreux défis accompagnent de telles études à des longueurs d'onde plus longues. Cependant, avec les progrès récents des techniques/instrumentations d'observation, la disponibilité de nouveaux outils de calcul et les capacités de coordination améliorées d'aujourd'hui, nous ne sommes plus limités par ces défis. Dans cet exposé, je discuterai des nouveaux résultats des observations de synchronisation rapide de MAXI J1820+070 de la radio aux bandes de rayons X, en soulignant comment nous pouvons directement connecter les propriétés de variabilité à la physique des jets internes. De plus, je discuterai du rôle que Chandra peut jouer dans cette science.

NGC 300 ULX-1 est un binaire pulsar à rayons X de masse élevée qui a subi des variations de flux extrêmes (de près de quatre ordres de grandeur) depuis sa découverte il y a dix ans. Le comportement éclaté des rayons X ultralumineux a été suivi de diminutions prolongées du flux - des observations avec Chandra, Swift, XMM-Newton et NuSTAR suggèrent que cette variation de flux peut être le résultat d'un disque d'accrétion qui précesse en raison de la lentille -Effet piquant. Nous présentons les résultats préliminaires des efforts récents avec Chandra et Swift pour surveiller le flux de NGC 300 ULX-1, et discutons des contributions importantes de Chandra aux campagnes de surveillance des sources de rayons X ultralumineux.

Les binaires de rayons X de trous noirs à l'état de repos affichent des spectres de rayons X plus doux par rapport aux binaires de rayons X de trous noirs de luminosité plus élevée à l'état dur. Cependant, la cause de cet adoucissement, et ses implications pour le flux d'accrétion sous-jacent, sont encore incertaines. Ici, nous présentons une surveillance quasi simultanée aux rayons X et radiospectrale du binaire à rayons X du trou noir MAXI J1820 + 070 pendant la décroissance de son explosion de 2018 et d'un re-flare ultérieur en 2019, offrant l'occasion de surveiller un noir binaire à rayons X des trous lorsqu'il passe activement à la quiescence. Nous utilisons notre couverture dense de MAXI J1820+070 sur quatre décennies en luminosité des rayons X pour montrer comment un suivi rapide de plusieurs longueurs d'onde des binaires de rayons X en déclin peut nous aider à comprendre l'accrétion à faible luminosité.

Le spin du trou noir dans le binaire à rayons X GRS 1915+105 a longtemps été débattu, en grande partie en raison de la variabilité de GRS 1915+105 et de la nécessité de contraindre la masse, la distance et l'inclinaison du trou noir. Nous présentons une ré-analyse de Middleton et al. 2006 et McClintock et al. 2006, tenant compte des nouvelles contraintes sur la masse, la distance et l'inclinaison et rapportons nos résultats pour la rotation de GRS 1915+105.

Connaître la teneur en poussières de la matière interstellaire est nécessaire pour comprendre la composition et l'évolution du milieu interstellaire (ISM). La composition métallique de l'ISM nous permet d'étudier les processus de refroidissement et de chauffage qui dominent les taux de formation d'étoiles dans notre Galaxie. Le spectromètre à réseau de transmission à haute énergie Chandra (HETG) offre une opportunité unique de mesurer les compositions de poussière des éléments grâce à la structure d'absorption des rayons X. Nous mesurons les rapports de profondeur optique gaz/poussière vers plusieurs binaires à rayons X de faible masse (LMXB) brillants dans le renflement galactique avec la plus haute précision à ce jour. Nous explorons également la variabilité des bords due au Si ionisé comme cela a été proposé dans une étude précédente. Des profondeurs optiques bien calibrées et sans empilement sont mesurées pour une large gamme d'absorptions équivalentes d'hydrogène à large bande (log N_H [cm^-2] = 21,6 - 22,8). A partir des profondeurs optiques, nous déduisons les rapports gaz/poussière pour divers silicates dans l'ISM. L'objectif final est de modéliser le gaz Si neutre, la poussière de Si et les contributions de Si ionisé pour différentes lignes de visée vers le renflement galactique.

L'accrétion est un processus physique très important qui se produit à de nombreuses échelles différentes dans notre univers. Les systèmes binaires composés d'une étoile à neutrons et d'un compagnon de faible masse sont des laboratoires passionnants pour étudier l'accrétion et les écoulements associés : en plus de dévorer du gaz, ces restes stellaires effondrés crachent également de la matière et de l'énergie dans l'espace via des jets radio collimatés et un disque dense les vents. Ces sorties peuvent avoir un impact significatif sur le processus d'accrétion, l'évolution du binaire et l'environnement. Dans cet exposé, je soulignerai la contribution passée, présente et future de Chandra aux études dans le domaine temporel de l'accrétion et des écoulements dans les binaires de rayons X de faible masse d'étoiles à neutrons.

Il est maintenant établi que les étoiles à neutrons accrétées à l'état dur dans les binaires à rayons X de faible masse présentent des écoulements - et parfois des jets - de la manière générale d'accréter des trous noirs. Cependant, le lien quantitatif entre le flux d'accrétion (tracé par rayons X) et le flux/jet (tracé par émission radio) est beaucoup moins bien compris pour les étoiles à neutrons que pour les trous noirs. Ici, nous utilisons l'étude approfondie du continuum radio MAVERIC de 50 amas globulaires galactiques pour faire une étude systématique des propriétés radio et des rayons X de tous les binaires de rayons X des étoiles à neutrons persistantes lumineuses (L_X > 10^34 erg/s) dans notre enquête, ainsi que deux autres transitoires également capturés dans nos données. Nous constatons que ces binaires de rayons X d'étoiles à neutrons montrent une gamme de radioluminosité beaucoup plus large que celle observée précédemment, et certains ont des sorties aussi lumineuses que celles des trous noirs. Ces résultats montrent que les étoiles à neutrons n'établissent pas de relation unique entre les flux entrants et sortants et que la dynamique d'accrétion est plus complexe que pour les trous noirs.

Nous présentons une analyse bayésienne, utilisant le fait que Chandra est un "détecteur de photon unique", montrant le moment de l'éclipse de l'étoile à neutrons au repos binaire 4U 2129+47. Les variations de ce temps d'éclipse révèlent la présence d'un troisième corps dans ce probable triple hiérarchique, et nous permettent de déterminer les paramètres orbitaux triples les plus probables. En outre, nous discutons du refroidissement à long terme de la NS, tel que révélé par les observations Chandra et XMM-Newton menées sur une période d'une décennie.

Les algorithmes ML offrent un moyen efficace d'identifier la nature astrophysique de plusieurs milliers de sources de rayons X non classées dans de grands catalogues, tels que CSCv2. L'ajout de caractéristiques multi-longueurs d'onde (MW) et temporelles fournit une mine d'informations sur les sources qui doivent être analysées. La variabilité, qui peut être quantifiée de plusieurs manières (importance, magnitude, échelle de temps, etc.), est l'une des caractéristiques les plus importantes qui met en lumière les processus physiques se produisant dans différents types d'objets astrophysiques. Dans cet exposé, je décrirai notre approche de la classification ML supervisée des sources de rayons X basée sur les catalogues CSCv2 et MW, en me concentrant sur la variabilité et les caractéristiques temporelles utilisées dans notre pipeline ML. Les limites et les extensions possibles des fonctionnalités de variabilité dans CSCv2 seront brièvement discutées. Je parlerai également des corrélations entre la variabilité à long terme (inter-observation sur des échelles de temps de l'année) et à court terme (intra-observation sur des échelles de temps de jours ou moins) pour différentes classes astrophysiques de sources dans CSCv2. Des résultats préliminaires concernant les classifications de certaines sources variables dans les champs galactiques seront présentés.

Je vais résumer tout ce que nous avons appris au cours des deux dernières décennies sur les étoiles à neutrons fortement magnétisées et les découvertes inattendues de Chandra sur le terrain. De leur émission constante de rayons X, leurs sursauts brillants, leurs possibles lignes de cyclotron, leurs puissants événements d'explosion, à la physique impliquée dans leur émission extrême et leur connexion avec le reste de la population de pulsars.

Le projet "Chandra ACIS Timing Survey at Brera And Roma observatoires" ([email protected]), visant à rechercher de nouveaux pulsateurs dans les rayons X, est entièrement basé sur 20 ans de données d'archives Chandra ACIS TE. Ce relevé chronologique, avec 14 000 pointages ACIS analysés et près de 500 000 séries temporelles extraites, dont plus de 200 000 ont été recherchées pour des signaux cohérents, est l'un des plus importants jamais réalisés dans la bande 0,5-10 keV. Jusqu'à présent, nous avons découvert une cinquantaine de nouveaux pulsateurs à rayons X de nature différente, tels que des variables cataclysmiques, des étoiles à neutrons accrétives et des candidats trous noirs à la fois dans la Voie lactée et dans les galaxies voisines. Pour tester la qualité du signal, nous avons lancé un projet parallèle visant à identifier et à étudier leurs homologues optiques et à demander des observations radiographiques de suivi avec Chandra et XMM. En tant que sous-produit de ce projet, nous avons étudié en détail les signaux parasites qui sont présents dans la série chronologique ACIS. De plus, il s'agit d'un projet vivant et l'algorithme de détection continuera d'être systématiquement appliqué aux nouvelles données Chandra au fur et à mesure qu'elles deviennent publiques. Sur la base des résultats obtenus jusqu'à présent, nous prévoyons de découvrir environ trois nouveaux pulsateurs chaque année.

Dans cet exposé, je résume l'état actuel dans le domaine de l'émission de refroidissement de la croûte pour les étoiles à neutrons fortement magnétisées dans les transitoires Be/X sous un point de vue observationnel. De plus, je souligne le rôle de Chandra dans le suivi à long terme de ces systèmes qui permettent d'étudier les effets potentiels de différentes configurations de champ magnétique crustal sur le comportement de refroidissement de la croûte.

Depuis leur découverte en 2007, de nombreux efforts ont été consacrés à la découverte des sources des sursauts radio rapides (FRB) extragalactiques d'une durée d'une milliseconde. Les courtes durées et l'énergétique des FRB ont favorisé les progéniteurs magnétar. Dans cet exposé, nous présentons la découverte d'une rafale radio d'une milliseconde provenant du magnétar galactique SGR J1935+2154, avec une fluence de 1,5±0,3 méga-jansky millisecondes. L'énergie équivalente isotrope libérée dans cet événement, appelée ST 200428A (=FRB 200428) est 4000 fois supérieure à celle de tout sursaut radio galactique précédemment observé sur des échelles de temps similaires. ST 200428A n'est que 40 fois moins énergétique que le FRB extragalactique le plus faible observé à ce jour, et est sans doute tiré de la même population que l'échantillon FRB observé. Cet événement est le premier FRB avec une contrepartie aux rayons X, qui était typique en énergie et en durée pour un sursaut magnétar, mais a un spectre significativement plus dur qu'un sursaut magnétar typique. La découverte de ST 200428A implique que les magnétars actifs comme SGR 1935+2154 peuvent produire des FRB à des distances extragalactiques.

Au cours des deux dernières décennies, Chandra Deep Surveys a permis de surveiller la variabilité de l'AGN sur une large gamme d'échelles de temps, de décalages vers le rouge et de luminosités. Je discuterai des progrès réalisés sur l'utilisation de la variabilité des rayons X des AGN afin de contraindre la physique et les principales propriétés de l'accrétion de la BH supermassive à travers le temps cosmique, ainsi qu'un outil pour les études cosmologiques.

Je rendrai compte des observations de Chandra de la galaxie inhabituelle Seyfert 1 à raies étroites WPVS 007 et de l'AGN qui présente des raies d'absorption larges que l'on ne voit que dans les quasars. Les modèles expliquant la forte variabilité UV observée par HST alors que l'AGN reste dans un état de rayons X extrêmement bas seront discutés.

Chandra et uGMRT ont photographié NGC4869 et son environnement à rayons X. Nous détectons une couche de gaine à spectre raide enveloppant une colonne vertébrale à spectre plat, faisant allusion à une structure de vitesse transversale avec une colonne vertébrale à déplacement rapide entourée d'une gaine à déplacement lent. On voit également une crête d'émission radio, c'est-à-dire l'évasement d'un jet collimaté lorsqu'il traverse un bord de luminosité de surface, ce qui est dû aux instabilités de Kelvin-Helmholtz.

Les noyaux galactiques actifs montrent une variabilité des rayons X sur des échelles de temps allant jusqu'à quelques minutes, indiquant une région d'émission compacte proche du trou noir supermassif central. Au cours de la dernière décennie, Chandra et XMM-Newton ont effectué des observations cruciales et complémentaires pour sonder ces environnements compacts grâce à des études de variabilité. Dans cet exposé de synthèse, je discuterai de la façon dont la résolution spatiale exquise de Chandra permet des études de microlentille de quasars distants pour sonder la géométrie du flux d'accrétion interne, et comment la grande surface efficace complémentaire de XMM-Newton a permis la cartographie de la réverbération des rayons X de ces mêmes régions compactes. Les mesures indépendantes de Chandra et XMM-Newton montrent que la couronne de rayons X dans l'AGN lumineux est beaucoup plus compacte que le disque d'accrétion, qui n'est pas très tronqué et s'étend jusqu'à l'échelle de l'orbite circulaire stable la plus interne.

Nous utilisons les données Fermi-LAT pour établir une séquence de blazar basée uniquement sur les propriétés de variabilité de flux des blazars à des échelles de temps allant de quelques jours à plusieurs années. Nous trouvons que les modèles de variabilité sont corrélés avec les propriétés spectrales des blazars, et que les blazars de type BL Lac et les quasars radio à spectre plat présentent des caractéristiques de torchage distinctes. Nos résultats s'alignent sur les prédictions des scénarios d'émissions leptoniques, les différences dans les propriétés de variabilité du flux s'expliquant par des taux variables de refroidissement radiatif. Les blazars de type BL Lac présentent des niveaux plus élevés de variabilité du flux de rayons gamma à mesure que leur luminosité augmente et que leur distribution d'énergie spectrale à large bande se déplace vers des fréquences plus rouges. La variabilité observée dans les quasars radio à spectre plat montre également une gamme de comportements, mais une corrélation entre les propriétés physiques de l'AGN et les mesures de variabilité n'a pas été trouvée.

Je présenterai une analyse des observations aux rayons X de Chandra de sept quasars qui ont été identifiés comme des systèmes candidats de trou noir supermassif binaire subparsec (SMBH) dans le Catalina Real-Time Transient Survey sur la base de la périodicité apparente de leurs courbes de lumière optique. Les simulations prédisent que les binaires SMBH à accumulation rapprochée auront des spectres de rayons X différents de ceux des SMBH à accrétion simple, y compris des spectres de rayons X plus durs ou plus doux, des profils en forme d'ondulation dans la raie Fe K-α et des pics distincts dans le spectre la séparation du disque d'accrétion en un disque circumbinaire et des mini disques autour de chaque SMBH. J'ai trouvé que ces sept spectres de quasars étaient tous bien ajustés par de simples modèles de loi de puissance absorbée, avec les indices de photons de 2 à 10 keV au repos, , et les pentes de puissance des rayons X à optique, (OX), indiscernables de ceux de la plus grande population de quasars. Cela pourrait signifier que ces sept quasars ne sont pas vraiment des binaires SMBH, et/ou que les différences entre les spectres SMBH simples et binaires se situent en dehors de la bande de Chandra, et/ou que les modèles de SMBH binaires doivent être ajustés.

Nous présentons la classe de modèles ARMA localement stationnaires avec des paramètres qui sont des fonctions lisses du temps et qui ont le potentiel de décrire statistiquement l'évolution de la PSD des rayons X des binaires AGN et X. Les archives de 20 ans de Chandra, en synergie avec d'autres observatoires à rayons X, fournissent des moyens de tester la description LSARMA et d'étudier les processus physiques régissant la variabilité des rayons X des objets en accrétion.

Je présenterai un nouveau modèle unifié pour la réflexion des rayons X relativiste en fonction du temps dans l'accrétion d'objets compacts. Nous fusionnons de manière cohérente les meilleurs modèles de réflexion spectrale et temporelle pour faire des prédictions précises pour les spectres flux-énergie, lag-fréquence, lag-énergie simultanément. Je montrerai l'application de ce modèle aux données de rayons X provenant de l'accumulation de trous noirs.

Alors que les études optiques dans le domaine temporel découvrent de nouvelles classes de transitoires astrophysiques, il est devenu clair que les mécanismes classiques d'alimentation de leurs courbes de lumière (par exemple, fusion nucléaire, désintégration radioactive, chaleur résiduelle d'explosion) sont insuffisants pour expliquer bon nombre de leurs luminosités et échelles de temps. Ces classes incluent potentiellement : les supernovae superlumineuses, les fusions d'étoiles à neutrons, les fusions d'étoiles naines blanches et d'étoiles à neutrons, les novae classiques, les fusions d'étoiles binaires, les « transitoires optiques bleus rapides » (FBOT) et les événements de perturbation des marées. Dans de nombreux cas, la lumière de ces événements peut être alimentée par un « moteur central » à longue durée de vie enfoui dans l'éjecta, que ce moteur soit un objet compact de bonne foi (magnétar ou trou noir) ou des chocs internes générés lorsque l'éjecta entre en collision avec un support externe. Je décrirai une image unificatrice des transitoires optiques propulsés par un moteur, en mettant l'accent sur le rôle crucial que jouent les observations aux rayons X dans le sondage direct du "moteur" (en particulier dans les cas où les rayons X peuvent échapper aux éjectas à observer). Je vais mettre en évidence quelques exemples illustratifs : des magnétars à longue durée de vie dans des fusions d'étoiles à neutrons binaires, des supernovae superlumineuses et le FBOT AT2018cow.

L'origine des rayons cosmiques de très haute énergie reste un mystère, des décennies après la découverte initiale. Les neutrinos constituent un outil unique dans la recherche des sources de rayons cosmiques. Le blazar TXS 0506+056 a été l'un des premiers AGN connecté à un événement neutrino, IceCube-170922A. Les observations aux rayons X ont joué un rôle crucial dans l'identification de l'origine des neutrinos astrophysiques, notamment liés aux contraintes de flux attendues des cascades secondaires. Les observations de suivi des alertes IceCube à toutes les longueurs d'onde n'ont pas révélé de contreparties de source évidentes, les blazars n'étant pas en mesure d'expliquer tous les neutrinos IceCube. Nous présentons les résultats de l'événement neutrino IceCube-190331A et avons identifié un type possible comme émetteur dominant de neutrinos IceCube. Nous montrons que les AGN radio-silencieux et gamma sont en accord avec les neutrinos observés, en particulier pour le cas du neutrino IceCube-190331A.

Dans cet exposé, je décrirai les travaux en cours utilisant la Zwicky Transient Facility (ZTF) pour identifier les sources d'ondes gravitationnelles LISA binaires ultracompactes (P 50), et beaucoup d'autres devraient être détectables à un SNR inférieur.

La récente découverte de neutrinos astrophysiques de haute énergie a ouvert une nouvelle fenêtre sur l'Univers. En septembre 2017, la détection d'un neutrino de haute énergie en coïncidence avec un blazar de rayons gamma en torchage a révélé la première source de neutrinos de haute énergie convaincante. Dans le même temps, les blazars à rayons gamma sont défavorisés en tant que classe dominante de sources de neutrinos. D'autres sources candidates plausibles sont les événements de perturbation des marées, les sursauts gamma de faible luminosité et les supernovae. La combinaison de données de neutrinos avec des mesures électromagnétiques dans une approche multi-messagers augmentera la sensibilité pour identifier les sources de neutrinos et aidera à résoudre des problèmes de longue date en astrophysique tels que l'origine des rayons cosmiques. Je passerai en revue les progrès récents de l'astronomie neutrino multi-messagers.

En 2017, notre compréhension des fusions binaires compactes a été transformée par la découverte spectaculaire de GW170817, la première fusion d'étoiles à neutrons observée à travers les ondes gravitationnelles et la lumière. Comme toutes les découvertes révolutionnaires, GW170817 a posé autant de questions qu'il a répondu. Quel est le sort des restes de la fusion ? Toutes les fusions NS lancent-elles des jets relativistes réussis ? La désintégration radioactive est-elle la seule source d'énergie des kilonovae ? A quoi ressemble une fusion étoile à neutrons - trou noir ? Issu de l'expérience de GW170817, je discuterai du rôle crucial des observations par rayons X des sources d'ondes gravitationnelles.

Alors que LIGO-Virgo approche la « sensibilité de conception » avancée, ces expériences d'ondes gravitationnelles anticipent un ou plusieurs événements de haute importance par jour. Même si seule une petite fraction de celles-ci est susceptible de se vanter d'avoir une contrepartie électromagnétique, une sélection, une caractérisation et une vérification rapides des cibles seront essentielles pour hiérarchiser les candidats pour d'autres installations d'élite au sol et dans l'espace. Les scientifiques sont-ils prêts à concevoir et à lancer des campagnes qui maximisent la découverte de ces événements et d'autres événements du domaine temporel ? Dans quelle mesure Chandra et d'autres observatoires sont-ils prêts à répondre à la demande de ces observations dans le domaine temporel ? Je partagerai quelques idées et poserai probablement plus de questions que je n'en répondrai.

Je soulignerai brièvement la diversité prédite des résultats des fusions binaires d'étoiles à neutrons et de leurs contreparties électromagnétiques associées (et, si le temps le permet, des fusions étoile à neutrons-trou noir). Une carte empirique entre les ondes gravitationnelles et les observables électromagnétiques pourrait devenir une sonde puissante pour contraindre l'équation d'état des étoiles à neutrons.

Je présenterai une revue critique des contraintes observationnelles sur la fusion d'étoiles à neutrons GW170817


Conversion d'énergie océanique

21.1 Présentation

Les océans peuvent être considérés comme de grands accumulateurs d'énergie solaire et gravitationnelle qui sont convertis en énergie mécanique sous la forme de courants océaniques, de vagues, de marées et d'autres modèles de mouvement de l'eau. Le mécanisme de cette conversion d'énergie, tel qu'il a été largement discuté au chapitre 2 , repose sur des sources d'énergie fondamentales, qui sont infinies à l'échelle de l'humanité et peuvent donc être considérées comme purement renouvelables.

Alors que l'énergie des océans est connue et utilisée d'une manière ou d'une autre depuis de nombreuses années, sa mise en œuvre commerciale n'a pas encore été mise à l'échelle mondiale et considérable. Avec moins de 1% de la production totale d'électricité, l'énergie océanique de toutes sortes est toujours une source d'avenir, mais prometteuse, d'énergie verte et durable. Très peu d'installations commerciales d'énergie marine ont été construites à ce jour. Sur les quelque 536 MW de capacités en exploitation à fin 2016, plus de 90 % étaient représentés par deux installations de barrage marémotrice (une centrale de 254 MW en République de Corée et une de 240 MW en France) [1] .

En général, les ressources énergétiques océaniques sont contenues dans les vagues océaniques, l'amplitude des marées, les courants de marée, les courants océaniques, l'énergie thermique des océans et les gradients de salinité [2,3] . Ces ressources sont vastes mais pas uniformément réparties, cependant, il y a toujours une source d'énergie océanique disponible sur chaque côte. Ces différentes formes d'énergie peuvent potentiellement être exploitées et converties en électricité.

Étant donné l'immaturité relative des technologies de l'énergie océanique par rapport à la plupart des autres technologies énergétiques, une grande partie de l'accent en termes d'obstacles au déploiement a été sur le niveau et le type de soutien à l'innovation énergétique pour l'énergie océanique [4] .

Il est important de mentionner que l'énergie marine est probablement parmi les moins visibles et les moins soutenues parmi les sources d'énergie émergentes. Bien sûr, la plupart des pays dans lesquels les technologies de l'énergie océanique sont actuellement développées ont des objectifs en matière d'énergies renouvelables, bien que très peu d'entre eux aient des politiques spécifiques pour promouvoir l'énergie océanique. Ils mettent principalement en œuvre divers mécanismes tels que des subventions en capital ou des incitations financières pour créer des opportunités de démarrage dans les énergies renouvelables en général, mais n'utilisent presque jamais de mécanismes de marché ou d'initiatives spécifiquement pour le développement de l'énergie océanique [3] .


Contenu

Pendant la majeure partie de l'histoire, l'humanité n'a pas reconnu ou compris le concept du système solaire. La plupart des gens jusqu'à la fin du Moyen Âge-Renaissance croyaient que la Terre était stationnaire au centre de l'univers et catégoriquement différente des objets divins ou éthérés qui se déplaçaient dans le ciel. Bien que le philosophe grec Aristarque de Samos ait spéculé sur une réorganisation héliocentrique du cosmos, Nicolaus Copernicus a été le premier à développer un système héliocentrique mathématiquement prédictif. [11] [12]

Au 17ème siècle, Galilée découvrit que le Soleil était marqué de taches solaires et que Jupiter avait quatre satellites en orbite autour de lui. [13] Christiaan Huygens a fait suite aux découvertes de Galilée en découvrant la lune de Saturne Titan et la forme des anneaux de Saturne. [14] Edmond Halley s'est rendu compte en 1705 que les observations répétées d'une comète enregistraient le même objet, revenant régulièrement une fois tous les 75-76 ans. C'était la première preuve que rien d'autre que les planètes tournait autour du Soleil. [15] À cette époque (1704), le terme « Système solaire » est apparu pour la première fois en anglais. [16] En 1838, Friedrich Bessel a mesuré avec succès une parallaxe stellaire, un changement apparent dans la position d'une étoile créée par le mouvement de la Terre autour du Soleil, fournissant la première preuve expérimentale directe d'héliocentrisme. [17] Les améliorations de l'astronomie d'observation et l'utilisation d'engins spatiaux sans équipage ont permis depuis l'enquête détaillée d'autres corps en orbite autour du Soleil.

Le composant principal du système solaire est le Soleil, une étoile de la séquence principale G2 qui contient 99,86% de la masse connue du système et le domine gravitationnellement. [18] Les quatre plus grands corps en orbite du Soleil, les planètes géantes, représentent 99% de la masse restante, Jupiter et Saturne comprenant ensemble plus de 90%. Les objets restants du système solaire (y compris les quatre planètes telluriques, les planètes naines, les lunes, les astéroïdes et les comètes) représentent ensemble moins de 0,002 % de la masse totale du système solaire. [g]

La plupart des gros objets en orbite autour du Soleil se trouvent près du plan de l'orbite terrestre, connu sous le nom d'écliptique. Les planètes sont très proches de l'écliptique, tandis que les comètes et les objets de la ceinture de Kuiper sont fréquemment à des angles nettement plus grands par rapport à celle-ci. [22] [23] À la suite de la formation du système solaire, les planètes (et la plupart des autres objets) orbitent autour du soleil dans la même direction que le soleil tourne (dans le sens inverse des aiguilles d'une montre, vu du pôle nord de la Terre). [24] Il y a des exceptions, comme la comète de Halley. La plupart des plus grandes lunes orbitent autour de leurs planètes dans ce prograde direction (avec Triton étant le plus grand rétrograde exception) et la plupart des objets plus gros tournent eux-mêmes dans la même direction (Vénus étant un rétrograde exception).

La structure globale des régions cartographiées du système solaire se compose du Soleil, de quatre planètes intérieures relativement petites entourées d'une ceinture d'astéroïdes principalement rocheux et de quatre planètes géantes entourées par la ceinture de Kuiper d'objets principalement glacés. Les astronomes divisent parfois de manière informelle cette structure en régions distinctes. Le système solaire interne comprend les quatre planètes telluriques et la ceinture d'astéroïdes. Le système solaire extérieur est au-delà des astéroïdes, y compris les quatre planètes géantes. [25] Depuis la découverte de la ceinture de Kuiper, les parties les plus externes du système solaire sont considérées comme une région distincte composée des objets au-delà de Neptune. [26]

La plupart des planètes du système solaire ont leurs propres systèmes secondaires, mis en orbite par des objets planétaires appelés satellites naturels ou lunes (dont deux, Titan et Ganymède, sont plus grandes que la planète Mercure). Les quatre planètes géantes ont des anneaux planétaires, de fines bandes de minuscules particules qui les orbitent à l'unisson. La plupart des plus gros satellites naturels sont en rotation synchrone, avec une face tournée en permanence vers leur parent. [27]

Les lois du mouvement planétaire de Kepler décrivent les orbites des objets autour du Soleil. Suivant les lois de Kepler, chaque objet se déplace le long d'une ellipse avec le Soleil à un foyer. Les objets plus proches du Soleil (avec des demi-grands axes plus petits) voyagent plus rapidement car ils sont plus affectés par la gravité du Soleil. Sur une orbite elliptique, la distance d'un corps au Soleil varie au cours de son année. L'approche la plus proche d'un corps vers le Soleil s'appelle son périhélie, tandis que son point le plus éloigné du Soleil s'appelle son aphélie. Les orbites des planètes sont presque circulaires, mais de nombreuses comètes, astéroïdes et objets de la ceinture de Kuiper suivent des orbites hautement elliptiques. Les positions des corps dans le système solaire peuvent être prédites à l'aide de modèles numériques.

Bien que le Soleil domine le système en masse, il ne représente qu'environ 2% du moment angulaire. [28] [29] Les planètes, dominées par Jupiter, représentent la majeure partie du reste du moment angulaire en raison de la combinaison de leur masse, orbite et distance du Soleil, avec une contribution peut-être significative des comètes. [28]

Le Soleil, qui comprend presque toute la matière du système solaire, est composé d'environ 98% d'hydrogène et d'hélium. [30] Jupiter et Saturne, qui comprennent presque toute la matière restante, sont également principalement composés d'hydrogène et d'hélium. [31] [32] Un gradient de composition existe dans le système solaire, créé par la chaleur et la pression lumineuse du Soleil. Ces objets plus proches du Soleil, qui sont plus affectés par la chaleur et la pression lumineuse, sont composés d'éléments avec des points de fusion élevés. Les objets plus éloignés du Soleil sont composés en grande partie de matériaux avec des points de fusion plus bas. [33] La limite dans le système solaire au-delà de laquelle ces substances volatiles pourraient se condenser est connue sous le nom de ligne de gel, et elle se situe à environ 5 UA du Soleil. [4]

Les objets du système solaire interne sont principalement composés de roches, [34] le nom collectif des composés à haut point de fusion, tels que les silicates, le fer ou le nickel, qui sont restés solides dans presque toutes les conditions dans la nébuleuse protoplanétaire. [35] Jupiter et Saturne sont principalement composés de gaz, terme astronomique désignant des matériaux à point de fusion extrêmement bas et à pression de vapeur élevée, tels que l'hydrogène, l'hélium et le néon, qui étaient toujours en phase gazeuse dans la nébuleuse. [35] Les glaces, comme l'eau, le méthane, l'ammoniac, le sulfure d'hydrogène et le dioxyde de carbone, [34] ont des points de fusion allant jusqu'à quelques centaines de kelvins. [35] Ils peuvent être trouvés sous forme de glace, de liquide ou de gaz à divers endroits du système solaire, alors que dans la nébuleuse, ils étaient soit en phase solide, soit en phase gazeuse. [35] Les substances glacées comprennent la majorité des satellites des planètes géantes, ainsi que la plupart d'Uranus et de Neptune (les soi-disant "géantes de glace") et les nombreux petits objets qui se trouvent au-delà de l'orbite de Neptune. [34] [36] Ensemble, les gaz et les glaces sont appelés volatiles. [37]

Distances et échelles

La distance de la Terre au Soleil est de 1 unité astronomique [AU] (150 000 000 km 93 000 000 mi). A titre de comparaison, le rayon du Soleil est de 0,0047 UA (700 000 km). Ainsi, le Soleil occupe 0,00001 % (10 −5 %) du volume d'une sphère avec un rayon de la taille de l'orbite terrestre, alors que le volume de la Terre est environ un millionième (10 −6 ) de celui du Soleil. Jupiter, la plus grande planète, est à 5,2 unités astronomiques (780 000 000 km) du Soleil et a un rayon de 71 000 km (0,00047 UA), tandis que la planète la plus éloignée, Neptune, est à 30 UA (4,5 × 10 9 km) du Soleil .

À quelques exceptions près, plus une planète ou une ceinture est éloignée du Soleil, plus la distance entre son orbite et l'orbite de l'objet le plus proche du Soleil est grande. Par exemple, Vénus est à environ 0,33 UA plus éloignée du Soleil que Mercure, tandis que Saturne est à 4,3 UA de Jupiter et Neptune se trouve à 10,5 UA d'Uranus. Des tentatives ont été faites pour déterminer une relation entre ces distances orbitales (par exemple, la loi de Titius-Bode), [38] mais aucune théorie de ce type n'a été acceptée.

Certains modèles du système solaire tentent de transmettre les échelles relatives impliquées dans le système solaire en termes humains. Certains sont à petite échelle (et peuvent être mécaniques – appelés « orreries ») – tandis que d'autres s'étendent à travers les villes ou les zones régionales. [39] Le plus grand modèle à l'échelle de ce type, le système solaire suédois, utilise le globe Ericsson de 110 mètres (361 pieds) à Stockholm comme soleil de remplacement, et, suivant l'échelle, Jupiter est une sphère de 7,5 mètres (25 pieds) à l'aéroport de Stockholm Arlanda, à 40 km (25 mi), tandis que l'objet actuel le plus éloigné, Sedna, est une sphère de 10 cm (4 in) à Luleå, à 912 km (567 mi). [40] [41]

Si la distance Soleil-Neptune est réduite à 100 mètres, alors le Soleil aurait un diamètre d'environ 3 cm (environ les deux tiers du diamètre d'une balle de golf), les planètes géantes seraient toutes inférieures à environ 3 mm et le diamètre de la Terre ainsi que celui des autres planètes terrestres serait plus petit qu'une puce (0,3 mm) à cette échelle. [42]

Distances de certains corps du système solaire au Soleil. Les bords gauche et droit de chaque barre correspondent respectivement au périhélie et à l'aphélie du corps, les longues barres dénotent donc une excentricité orbitale élevée. Le rayon du Soleil est de 0,7 million de km, et le rayon de Jupiter (la plus grande planète) est de 0,07 million de km, tous deux trop petits pour être résolus sur cette image.

Le système solaire s'est formé il y a 4,568 milliards d'années à partir de l'effondrement gravitationnel d'une région au sein d'un grand nuage moléculaire. [h] Ce nuage initial avait probablement plusieurs années-lumière de diamètre et a probablement donné naissance à plusieurs étoiles. [44] Comme c'est typique des nuages ​​moléculaires, celui-ci se composait principalement d'hydrogène, avec un peu d'hélium et de petites quantités d'éléments plus lourds fusionnés par les générations précédentes d'étoiles. Alors que la région qui allait devenir le système solaire, connue sous le nom de nébuleuse pré-solaire, [45] s'est effondrée, la conservation du moment angulaire l'a fait tourner plus rapidement. Le centre, où la majeure partie de la masse s'est accumulée, est devenu de plus en plus chaud que le disque environnant. [44] Au fur et à mesure que la nébuleuse en contraction tournait plus vite, elle a commencé à s'aplatir en un disque protoplanétaire d'un diamètre d'environ 200 UA [44] et une protoétoile chaude et dense au centre. [46] [47] Les planètes formées par accrétion à partir de ce disque, [48] dans lesquelles la poussière et le gaz s'attiraient gravitationnellement, fusionnant pour former des corps toujours plus grands. Des centaines de protoplanètes ont peut-être existé au début du système solaire, mais elles ont fusionné ou ont été détruites, laissant les planètes, les planètes naines et les restes de corps mineurs. [49]

En raison de leurs points d'ébullition plus élevés, seuls les métaux et les silicates pourraient exister sous forme solide dans le système solaire intérieur chaud proche du Soleil, et ceux-ci formeraient éventuellement les planètes rocheuses de Mercure, Vénus, Terre et Mars. Parce que les éléments métalliques ne constituaient qu'une très petite fraction de la nébuleuse solaire, les planètes telluriques ne pouvaient pas devenir très grandes. Les planètes géantes (Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune) ont formé plus loin, au-delà de la ligne de gel, le point entre les orbites de Mars et de Jupiter où la matière est suffisamment froide pour que les composés glacés volatils restent solides. Les glaces qui ont formé ces planètes étaient plus abondantes que les métaux et les silicates qui ont formé les planètes intérieures terrestres, leur permettant de devenir suffisamment massives pour capturer de grandes atmosphères d'hydrogène et d'hélium, les éléments les plus légers et les plus abondants. Les débris restants qui ne sont jamais devenus des planètes se sont rassemblés dans des régions telles que la ceinture d'astéroïdes, la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort. [49] Le modèle de Nice est une explication de la création de ces régions et de la façon dont les planètes extérieures ont pu se former dans différentes positions et migrer vers leurs orbites actuelles à travers diverses interactions gravitationnelles. [51]

En moins de 50 millions d'années, la pression et la densité de l'hydrogène au centre de la protoétoile sont devenues suffisamment élevées pour qu'elle commence la fusion thermonucléaire. [52] La température, la vitesse de réaction, la pression et la densité ont augmenté jusqu'à ce que l'équilibre hydrostatique soit atteint : la pression thermique était égale à la force de gravité. À ce stade, le Soleil est devenu une étoile de la séquence principale. [53] La phase de la séquence principale, du début à la fin, durera environ 10 milliards d'années pour le Soleil contre environ deux milliards d'années pour toutes les autres phases de la vie pré-reste du Soleil combinées. [54] Le vent solaire du Soleil a créé l'héliosphère et a balayé le gaz et la poussière restants du disque protoplanétaire dans l'espace interstellaire, mettant fin au processus de formation planétaire. Le Soleil devient de plus en plus brillant au début de sa vie dans sa séquence principale, sa luminosité était 70 % de ce qu'elle est aujourd'hui. [55]

Le système solaire restera à peu près tel que nous le connaissons aujourd'hui jusqu'à ce que l'hydrogène dans le noyau du Soleil soit entièrement converti en hélium, ce qui se produira dans environ 5 milliards d'années. Cela marquera la fin de la vie de la séquence principale du Soleil. À ce moment, le noyau du Soleil se contractera avec la fusion d'hydrogène se produisant le long d'une enveloppe entourant l'hélium inerte, et la production d'énergie sera beaucoup plus importante qu'à l'heure actuelle. Les couches externes du Soleil s'étendront jusqu'à environ 260 fois son diamètre actuel, et le Soleil deviendra une géante rouge. En raison de sa surface considérablement augmentée, la surface du Soleil sera considérablement plus froide (2 600 K à son plus froid) qu'elle ne l'est sur la séquence principale. [54] Le Soleil en expansion devrait vaporiser Mercure et rendre la Terre inhabitable. Finalement, le cœur sera suffisamment chaud pour la fusion de l'hélium, le Soleil brûlera de l'hélium pendant une fraction du temps où il brûlait de l'hydrogène dans le cœur. Le Soleil n'est pas assez massif pour commencer la fusion d'éléments plus lourds, et les réactions nucléaires dans le noyau vont diminuer. Ses couches externes s'éloigneront dans l'espace, laissant une naine blanche, un objet extraordinairement dense, la moitié de la masse originale du Soleil mais seulement la taille de la Terre. [56] Les couches externes éjectées formeront ce qu'on appelle une nébuleuse planétaire, renvoyant une partie de la matière qui a formé le Soleil - mais maintenant enrichie d'éléments plus lourds comme le carbone - au milieu interstellaire.

Le Soleil est l'étoile du système solaire et de loin sa composante la plus massive.Sa grande masse (332 900 masses terrestres), [57] qui comprend 99,86% de toute la masse du système solaire, [58] produit des températures et des densités dans son noyau suffisamment élevées pour maintenir la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium, ce qui en fait un principal -étoile de séquence. [59] Cela libère une énorme quantité d'énergie, principalement rayonnée dans l'espace sous forme de rayonnement électromagnétique culminant dans la lumière visible. [60]

Le Soleil est une étoile de la séquence principale de type G2. Les étoiles plus chaudes de la séquence principale sont plus lumineuses. La température du Soleil est intermédiaire entre celle des étoiles les plus chaudes et celle des étoiles les plus froides. Les étoiles plus brillantes et plus chaudes que le Soleil sont rares, tandis que les étoiles sensiblement plus sombres et plus froides, appelées naines rouges, représentent 85 % des étoiles de la Voie lactée. [61] [62]

Le Soleil est une étoile de la population I, il a une plus grande abondance d'éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium ("métaux" dans le jargon astronomique) que les étoiles plus anciennes de la population II. [63] Des éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium se sont formés dans les noyaux d'étoiles anciennes et en explosion, de sorte que la première génération d'étoiles a dû mourir avant que l'univers puisse être enrichi de ces atomes. Les étoiles les plus anciennes contiennent peu de métaux, tandis que les étoiles nées plus tard en ont plus. On pense que cette haute métallicité a été cruciale pour le développement d'un système planétaire par le Soleil, car les planètes se forment à partir de l'accrétion de « métaux ». [64]

La grande majorité du système solaire est constituée d'un quasi-vide connu sous le nom de milieu interplanétaire. Avec la lumière, le Soleil émet un flux continu de particules chargées (un plasma) connu sous le nom de vent solaire. Ce flux de particules s'étend vers l'extérieur à environ 1,5 million de kilomètres par heure, [65] créant une atmosphère ténue qui imprègne le milieu interplanétaire jusqu'à au moins 100 UA (voir § Héliosphère). [66] L'activité à la surface du Soleil, comme les éruptions solaires et les éjections de masse coronale, perturbe l'héliosphère, créant une météo spatiale et provoquant des tempêtes géomagnétiques. [67] La ​​plus grande structure dans l'héliosphère est la nappe de courant héliosphérique, une forme en spirale créée par les actions du champ magnétique tournant du Soleil sur le milieu interplanétaire. [68] [69]

Le champ magnétique terrestre empêche son atmosphère d'être emportée par le vent solaire. [70] Vénus et Mars n'ont pas de champs magnétiques et, par conséquent, le vent solaire fait que leurs atmosphères saignent progressivement dans l'espace. [71] Des éjections de masse coronale et des événements similaires soufflent un champ magnétique et d'énormes quantités de matière depuis la surface du Soleil. L'interaction de ce champ magnétique et de ce matériau avec le champ magnétique terrestre achemine des particules chargées dans la haute atmosphère terrestre, où ses interactions créent des aurores observées près des pôles magnétiques.

L'héliosphère et les champs magnétiques planétaires (pour les planètes qui en possèdent) protègent partiellement le système solaire des particules interstellaires de haute énergie appelées rayons cosmiques. La densité des rayons cosmiques dans le milieu interstellaire et la force du champ magnétique du Soleil changent sur de très longues échelles de temps, de sorte que le niveau de pénétration des rayons cosmiques dans le système solaire varie, mais de combien est inconnu. [72]

Le milieu interplanétaire abrite au moins deux régions en forme de disque de poussière cosmique. Le premier, le nuage de poussière zodiacal, se trouve dans le système solaire interne et provoque la lumière zodiacale. Il a probablement été formé par des collisions au sein de la ceinture d'astéroïdes provoquées par des interactions gravitationnelles avec les planètes. [73] Le deuxième nuage de poussière s'étend d'environ 10 UA à environ 40 UA et a probablement été créé par des collisions similaires dans la ceinture de Kuiper. [74] [75]

le Système solaire interne est la région comprenant les planètes telluriques et la ceinture d'astéroïdes. [76] Composés principalement de silicates et de métaux, les objets du système solaire interne sont relativement proches du Soleil, le rayon de toute cette région est inférieur à la distance entre les orbites de Jupiter et de Saturne. Cette région est également à l'intérieur de la ligne de gel, qui est à un peu moins de 5 UA (environ 700 millions de km) du Soleil. [77]

Planètes intérieures

Les quatre terrestres ou Planètes intérieures ont des compositions denses et rocheuses, peu ou pas de lunes et aucun système d'anneaux. Ils sont composés en grande partie de minéraux réfractaires, tels que les silicates - qui forment leurs croûtes et manteaux - et de métaux, tels que le fer et le nickel, qui forment leurs noyaux. Trois des quatre planètes intérieures (Vénus, Terre et Mars) ont des atmosphères suffisamment importantes pour générer des conditions météorologiques, toutes ont des cratères d'impact et des caractéristiques de surface tectoniques, telles que des vallées de faille et des volcans. Le terme planète intérieure ne doit pas être confondu avec planète inférieure, qui désigne les planètes plus proches du Soleil que la Terre (c'est-à-dire Mercure et Vénus).

Mercure

Mercure (0,4 UA du Soleil) est la planète la plus proche du Soleil et en moyenne, les sept autres planètes. [78] [79] La plus petite planète du système solaire (0,055 M ), Mercure n'a pas de satellites naturels. Outre les cratères d'impact, ses seules caractéristiques géologiques connues sont des crêtes lobées ou des rupes qui ont probablement été produites par une période de contraction au début de son histoire. [80] L'atmosphère très ténue de Mercure est constituée d'atomes projetés de sa surface par le vent solaire. [81] Son noyau de fer relativement grand et son manteau mince n'ont pas encore été suffisamment expliqués. Les hypothèses incluent que ses couches externes ont été arrachées par un impact géant, ou qu'il a été empêché de s'accréter complètement par l'énergie du jeune Soleil. [82] [83]

Vénus

Vénus (0,7 UA du Soleil) est proche en taille de la Terre (0,815 M ) et, comme la Terre, possède un épais manteau de silicate autour d'un noyau de fer, une atmosphère substantielle et des preuves d'une activité géologique interne. Elle est beaucoup plus sèche que la Terre et son atmosphère est quatre-vingt-dix fois plus dense. Vénus n'a pas de satellites naturels. C'est la planète la plus chaude, avec des températures de surface supérieures à 400 °C (752 °F), probablement en raison de la quantité de gaz à effet de serre dans l'atmosphère. [84] Aucune preuve définitive de l'activité géologique actuelle n'a été détectée sur Vénus, mais elle n'a pas de champ magnétique qui empêcherait l'épuisement de son atmosphère substantielle, ce qui suggère que son atmosphère est reconstituée par des éruptions volcaniques. [85]

Terre

La Terre (1 UA du Soleil) est la plus grande et la plus dense des planètes intérieures, la seule connue pour avoir une activité géologique actuelle et le seul endroit où la vie existe. [86] Son hydrosphère liquide est unique parmi les planètes telluriques, et c'est la seule planète où la tectonique des plaques a été observée. L'atmosphère terrestre est radicalement différente de celle des autres planètes, ayant été altérée par la présence de la vie pour contenir 21% d'oxygène libre. [87] Il possède un satellite naturel, la Lune, le seul grand satellite d'une planète terrestre du système solaire.

Mars (1,5 UA du Soleil) est plus petite que la Terre et Vénus (0,107 M ). Son atmosphère est principalement composée de dioxyde de carbone avec une pression à la surface de 6,1 millibars (environ 0,6 % de celle de la Terre). [88] Sa surface, parsemée de vastes volcans, tels que Olympus Mons, et de vallées de faille, telles que Valles Marineris, montre une activité géologique qui peut avoir persisté jusqu'à il y a 2 millions d'années. [89] Sa couleur rouge provient de l'oxyde de fer (rouille) dans son sol. [90] Mars possède deux minuscules satellites naturels (Deimos et Phobos) que l'on pense être soit des astéroïdes capturés, [91] soit des débris éjectés d'un impact massif au début de l'histoire de Mars. [92]

Ceinture d'astéroïdes

  • Soleil
  • chevaux de Troie Jupiter
  • Orbite planétaire
  • Ceinture d'astéroïdes
  • Astéroïdes Hilda
  • NEO(sélection)

Les astéroïdes, à l'exception du plus gros, Cérès, sont classés comme de petits corps du système solaire [f] et sont composés principalement de minéraux rocheux et métalliques réfractaires, avec un peu de glace. [93] [94] Ils varient de quelques mètres à des centaines de kilomètres. Les astéroïdes de moins d'un mètre sont généralement appelés météoroïdes et micrométéoroïdes (de la taille d'un grain), selon des définitions différentes et quelque peu arbitraires.

La ceinture d'astéroïdes occupe l'orbite entre Mars et Jupiter, entre 2,3 et 3,3 UA du Soleil. On pense qu'il s'agit de vestiges de la formation du système solaire qui n'ont pas réussi à fusionner en raison de l'interférence gravitationnelle de Jupiter. [95] La ceinture d'astéroïdes contient des dizaines de milliers, voire des millions, d'objets de plus d'un kilomètre de diamètre. [96] Malgré cela, il est peu probable que la masse totale de la ceinture d'astéroïdes dépasse le millième de celle de la Terre. [21] La ceinture d'astéroïdes est très peu peuplée de vaisseaux spatiaux qui la traversent régulièrement sans incident. [97]

Cérès

Cérès (2,77 UA) est le plus gros astéroïde, une protoplanète et une planète naine. [f] Il a un diamètre légèrement inférieur à 1000 km et une masse suffisamment grande pour que sa propre gravité le tire dans une forme sphérique. Cérès était considérée comme une planète lorsqu'elle a été découverte en 1801 et a été reclassée en astéroïde dans les années 1850, car d'autres observations ont révélé d'autres astéroïdes. [98] Elle a été classée comme planète naine en 2006 lorsque la définition d'une planète a été créée.

Groupes d'astéroïdes

Les astéroïdes de la ceinture d'astéroïdes sont divisés en groupes et familles d'astéroïdes en fonction de leurs caractéristiques orbitales. Les lunes astéroïdes sont des astéroïdes qui orbitent autour d'astéroïdes plus gros. Elles ne se distinguent pas aussi clairement que les lunes planétaires, étant parfois presque aussi grandes que leurs partenaires. La ceinture d'astéroïdes contient également des comètes de la ceinture principale, qui pourraient avoir été la source d'eau de la Terre. [99]

Les chevaux de Troie de Jupiter sont situés dans l'un des L de Jupiter4 ou L5 points (régions gravitationnellement stables menant et suivant une planète sur son orbite) le terme troyen est également utilisé pour les petits corps dans tout autre point de Lagrange planétaire ou satellite. Les astéroïdes Hilda sont en résonance 2:3 avec Jupiter, c'est-à-dire qu'ils font trois fois le tour du Soleil toutes les deux orbites de Jupiter. [100]

Le système solaire interne contient également des astéroïdes proches de la Terre, dont beaucoup traversent les orbites des planètes internes. [101] Certains d'entre eux sont des objets potentiellement dangereux.

La région externe du système solaire abrite les planètes géantes et leurs grandes lunes. Les centaures et de nombreuses comètes à courte période orbitent également dans cette région. En raison de leur plus grande distance du Soleil, les objets solides du système solaire externe contiennent une proportion plus élevée de composés volatils, tels que l'eau, l'ammoniac et le méthane que ceux du système solaire interne, car les températures plus basses permettent à ces composés de rester solides. [49]

Planètes extérieures

Les quatre planètes extérieures, ou planètes géantes (parfois appelées planètes joviennes), représentent collectivement 99% de la masse connue en orbite autour du Soleil. [g] Jupiter et Saturne ont ensemble plus de 400 fois la masse de la Terre et se composent majoritairement des gaz hydrogène et hélium, d'où leur désignation de géantes gazeuses. [102] Uranus et Neptune sont beaucoup moins massifs—moins de 20 masses terrestres ( M ) chacun—et sont principalement composés de glaces. Pour ces raisons, certains astronomes suggèrent qu'ils appartiennent à leur propre catégorie, les géantes de glace. [103] Les quatre planètes géantes ont des anneaux, bien que seul le système d'anneaux de Saturne soit facilement observé depuis la Terre. Le terme planète supérieure désigne les planètes en dehors de l'orbite terrestre et comprend donc à la fois les planètes extérieures et Mars.

Jupiter

Jupiter (5,2 UA), à 318 M , est 2,5 fois la masse de toutes les autres planètes réunies. Il est composé en grande partie d'hydrogène et d'hélium. La forte chaleur interne de Jupiter crée des caractéristiques semi-permanentes dans son atmosphère, telles que des bandes nuageuses et la Grande Tache Rouge. Jupiter a 79 satellites connus. Les quatre plus grandes, Ganymède, Callisto, Io et Europe, présentent des similitudes avec les planètes terrestres, telles que le volcanisme et le chauffage interne. [104] Ganymède, le plus gros satellite du système solaire, est plus gros que Mercure.

Saturne

Saturne (9,5 UA), qui se distingue par son vaste système d'anneaux, présente plusieurs similitudes avec Jupiter, telles que sa composition atmosphérique et sa magnétosphère. Bien que Saturne ait 60% du volume de Jupiter, il est moins d'un tiers aussi massif, à 95 M . Saturne est la seule planète du système solaire qui est moins dense que l'eau. [105] Les anneaux de Saturne sont constitués de petites particules de glace et de roche. Saturne possède 82 satellites confirmés composés en grande partie de glace. Deux d'entre eux, Titan et Encelade, montrent des signes d'activité géologique. [106] Titan, la deuxième plus grande lune du système solaire, est plus grande que Mercure et le seul satellite du système solaire avec une atmosphère substantielle.

Uranus

Uranus (19,2 UA), à 14 M , est la plus légère des planètes extérieures. Unique parmi les planètes, elle orbite autour du Soleil sur le côté, son inclinaison axiale est supérieure à quatre-vingt-dix degrés par rapport à l'écliptique. Elle a un noyau beaucoup plus froid que les autres planètes géantes et émet très peu de chaleur dans l'espace. [107] Uranus a 27 satellites connus, les plus grands étant Titania, Oberon, Umbriel, Ariel et Miranda. [108]

Neptune

Neptune ( 30,1 UA ), quoique légèrement plus petite qu'Uranus, est plus massive (17 M ) et donc plus dense. Il rayonne plus de chaleur interne, mais pas autant que Jupiter ou Saturne. [109] Neptune a 14 satellites connus. Le plus grand, Triton, est géologiquement actif, avec des geysers d'azote liquide. [110] Triton est le seul grand satellite à orbite rétrograde. Neptune est accompagné dans son orbite par plusieurs planètes mineures, appelées chevaux de Troie Neptune, qui sont en résonance 1:1 avec elle.

Centaures

Les centaures sont des corps glacés ressemblant à des comètes dont les orbites ont un demi-grand axe supérieur à celui de Jupiter (5,5 UA) et inférieur à celui de Neptune (30 UA). Le plus grand centaure connu, 10199 Chariklo, a un diamètre d'environ 250 km. [111] Le premier centaure découvert, 2060 Chiron, a également été classé comme une comète (95P) car il développe un coma tout comme les comètes lorsqu'elles s'approchent du Soleil. [112]

Les comètes sont de petits corps du système solaire, [f] généralement seulement quelques kilomètres de diamètre, composés en grande partie de glaces volatiles. Ils ont des orbites très excentriques, généralement un périhélie dans les orbites des planètes intérieures et un aphélie bien au-delà de Pluton. Lorsqu'une comète pénètre dans le système solaire interne, sa proximité avec le Soleil fait que sa surface glacée se sublime et s'ionise, créant un coma : une longue queue de gaz et de poussière souvent visible à l'œil nu.

Les comètes à courte période ont des orbites qui durent moins de deux cents ans. Les comètes à longue période ont des orbites qui durent des milliers d'années. On pense que les comètes à courte période sont originaires de la ceinture de Kuiper, tandis que les comètes à longue période, telles que Hale-Bopp, sont censées provenir du nuage d'Oort. De nombreux groupes de comètes, tels que les Kreutz Sungrazers, se sont formés à partir de la rupture d'un parent unique. [113] Certaines comètes avec des orbites hyperboliques peuvent provenir de l'extérieur du système solaire, mais déterminer leurs orbites précises est difficile. [114] Les vieilles comètes dont les volatiles ont été pour la plupart chassées par le réchauffement solaire sont souvent classées dans la catégorie des astéroïdes. [115]

Au-delà de l'orbite de Neptune se trouve la zone de la "région transneptunienne", avec la ceinture de Kuiper en forme de beignet, foyer de Pluton et de plusieurs autres planètes naines, et un disque superposé d'objets dispersés, qui est incliné vers le plan de la Système solaire et s'étend beaucoup plus loin que la ceinture de Kuiper. Toute la région est encore largement inexplorée. Il semble se composer majoritairement de plusieurs milliers de petits mondes - le plus grand ayant un diamètre seulement un cinquième de celui de la Terre et une masse bien plus petite que celle de la Lune - composés principalement de roche et de glace. Cette région est parfois décrite comme la "troisième zone du système solaire", enfermant le système solaire intérieur et extérieur. [116]

Ceinture de Kuiper

  • Soleil
  • chevaux de Troie Jupiter
  • Planètes géantes
  • Ceinture de Kuiper
  • Disque épars
  • chevaux de Troie Neptune

La ceinture de Kuiper est un grand anneau de débris semblable à la ceinture d'astéroïdes, mais composé principalement d'objets composés principalement de glace. [117] Elle s'étend entre 30 et 50 UA du Soleil. Bien qu'il soit estimé qu'il contienne des dizaines à des milliers de planètes naines, il est principalement composé de petits corps du système solaire. Bon nombre des plus grands objets de la ceinture de Kuiper, tels que Quaoar, Varuna et Orcus, peuvent s'avérer être des planètes naines avec des données supplémentaires. On estime qu'il y a plus de 100 000 objets de la ceinture de Kuiper d'un diamètre supérieur à 50 km, mais la masse totale de la ceinture de Kuiper ne représenterait qu'un dixième voire un centième de la masse de la Terre. [20] De nombreux objets de la ceinture de Kuiper ont plusieurs satellites [118] et la plupart ont des orbites qui les emmènent en dehors du plan de l'écliptique. [119]

La ceinture de Kuiper peut être grossièrement divisée en la ceinture "classique" et les résonances. [117] Les résonances sont des orbites liées à celle de Neptune (par exemple deux fois pour trois orbites de Neptune, ou une fois pour deux). La première résonance commence dans l'orbite de Neptune elle-même. La ceinture classique se compose d'objets n'ayant aucune résonance avec Neptune et s'étend d'environ 39,4 UA à 47,7 UA. [120] Les membres de la ceinture de Kuiper classique sont classés comme cubewanos, après le premier du genre à être découvert, 15760 Albion (qui avait auparavant la désignation provisoire 1992 QB1) et sont toujours sur des orbites quasi primordiales à faible excentricité. [121]

Pluton et Charon

La planète naine Pluton (avec une orbite moyenne de 39 UA) est le plus grand objet connu de la ceinture de Kuiper. Lorsqu'elle a été découverte en 1930, elle était considérée comme la neuvième planète. Cela a changé en 2006 avec l'adoption d'une définition formelle de la planète. Pluton a une orbite relativement excentrique inclinée de 17 degrés par rapport au plan de l'écliptique et allant de 29,7 UA du Soleil au périhélie (dans l'orbite de Neptune) à 49,5 UA à l'aphélie. Pluton a une résonance 3:2 avec Neptune, ce qui signifie que Pluton orbite deux fois autour du Soleil toutes les trois orbites neptuniennes. Les objets de la ceinture de Kuiper dont les orbites partagent cette résonance sont appelés plutinos. [122]

Charon, la plus grande des lunes de Pluton, est parfois décrite comme faisant partie d'un système binaire avec Pluton, car les deux corps orbitent autour d'un barycentre de gravité au-dessus de leurs surfaces (c'est-à-dire qu'ils semblent "se tourner l'un vers l'autre"). Au-delà de Charon, quatre lunes beaucoup plus petites, Styx, Nix, Kerberos et Hydra, orbitent à l'intérieur du système.

Makemake et Haumea

Makemake (45,79 UA en moyenne), bien que plus petit que Pluton, est le plus grand objet connu dans le classique Ceinture de Kuiper (c'est-à-dire un objet de la ceinture de Kuiper qui n'est pas en résonance confirmée avec Neptune). Makemake est l'objet le plus brillant de la ceinture de Kuiper après Pluton. Un comité de nom lui a été assigné dans l'espoir qu'il s'agirait d'une planète naine en 2008. [6] Son orbite est bien plus inclinée que celle de Pluton, à 29°. [123]

Haumea (43,13 UA en moyenne) est sur une orbite similaire à Makemake, sauf qu'elle est en résonance orbitale temporaire à 7h12 avec Neptune. [124] Il a été nommé dans la même attente qu'il s'agirait d'une planète naine, bien que des observations ultérieures aient indiqué qu'il ne s'agirait peut-être pas d'une planète naine après tout. [125]

Disque épars

Le disque dispersé, qui chevauche la ceinture de Kuiper mais s'étend jusqu'à environ 200 UA, serait à l'origine des comètes à courte période. On pense que les objets à disques dispersés ont été éjectés sur des orbites erratiques par l'influence gravitationnelle de la première migration vers l'extérieur de Neptune.La plupart des objets disques dispersés (SDO) ont des périhélies dans la ceinture de Kuiper mais des aphélies bien au-delà (certains à plus de 150 UA du Soleil). Les orbites des SDO sont également très inclinées par rapport au plan de l'écliptique et lui sont souvent presque perpendiculaires. Certains astronomes considèrent que le disque dispersé n'est qu'une autre région de la ceinture de Kuiper et décrivent les objets de disque dispersés comme des "objets dispersés de la ceinture de Kuiper". [126] Certains astronomes classent aussi les centaures comme des objets de la ceinture de Kuiper dispersés vers l'intérieur avec les résidents dispersés vers l'extérieur du disque dispersé. [127]

Eris (avec une orbite moyenne de 68 UA) est le plus grand objet disque dispersé connu, et a provoqué un débat sur ce qui constitue une planète, car il est 25 % plus massif que Pluton [128] et à peu près du même diamètre. C'est la plus massive des planètes naines connues. Il a une lune connue, Dysnomia. Comme Pluton, son orbite est très excentrique, avec un périhélie de 38,2 UA (environ la distance de Pluton au Soleil) et un aphélie de 97,6 UA, et fortement incliné par rapport au plan de l'écliptique.

Le point auquel le système solaire se termine et où commence l'espace interstellaire n'est pas défini avec précision car ses limites extérieures sont façonnées par deux forces, le vent solaire et la gravité du soleil. La limite de l'influence du vent solaire est d'environ quatre fois la distance de Pluton au Soleil ce héliopause, la limite extérieure de l'héliosphère, est considérée comme le début du milieu interstellaire. [66] On pense que la sphère de Sun's Hill, la portée effective de sa dominance gravitationnelle, s'étend jusqu'à mille fois plus loin et englobe l'hypothétique nuage d'Oort. [129]

Héliosphère

L'héliosphère est une bulle de vent stellaire, une région de l'espace dominée par le Soleil, dans laquelle elle rayonne son vent solaire à environ 400 km/s, un flux de particules chargées, jusqu'à ce qu'elle entre en collision avec le vent du milieu interstellaire.

La collision se produit au choc de terminaison, qui est à environ 80-100 UA du Soleil au vent du milieu interstellaire et à environ 200 UA du Soleil sous le vent. [130] Ici, le vent ralentit considérablement, se condense et devient plus turbulent, [130] formant une grande structure ovale connue sous le nom de héliogaine. On pense que cette structure ressemble et se comporte beaucoup comme la queue d'une comète, s'étendant vers l'extérieur sur 40 UA supplémentaires du côté au vent, mais se prolongeant plusieurs fois par rapport à la distance sous le vent. Cassini et le vaisseau spatial Interstellar Boundary Explorer a suggéré qu'il est forcé à prendre la forme d'une bulle par l'action contraignante du champ magnétique interstellaire. [131]

La limite extérieure de l'héliosphère, la héliopause, est le point auquel le vent solaire se termine finalement et est le début de l'espace interstellaire. [66] Voyageur 1 et Voyageur 2 auraient passé le choc de terminaison et auraient pénétré dans l'héliogaine, respectivement à 94 et 84 UA du Soleil. [132] [133] Voyageur 1 aurait franchi l'héliopause en août 2012. [134]

La forme et la forme du bord extérieur de l'héliosphère sont probablement affectées par la dynamique des fluides des interactions avec le milieu interstellaire ainsi que par les champs magnétiques solaires dominants au sud, par ex. il est carrément formé avec l'hémisphère nord s'étendant 9 UA plus loin que l'hémisphère sud. [130] Au-delà de l'héliopause, à environ 230 UA, se trouve le choc de l'arc, un "sillage" de plasma laissé par le Soleil lors de son voyage dans la Voie lactée. [135]

  • Système solaire interne et Jupiter
  • Système solaire externe et Pluton
  • orbite de Sedna (objet détaché)
  • partie interne du nuage d'Oort

En raison d'un manque de données, les conditions dans l'espace interstellaire local ne sont pas connues avec certitude. On s'attend à ce que le vaisseau spatial Voyager de la NASA, en passant l'héliopause, transmette des données précieuses sur les niveaux de rayonnement et le vent solaire à la Terre. [136] La capacité de l'héliosphère à protéger le système solaire des rayons cosmiques est mal comprise. Une équipe financée par la NASA a développé un concept de "Mission Vision" dédiée à l'envoi d'une sonde dans l'héliosphère. [137] [138]

Objets détachés

90377 Sedna (avec une orbite moyenne de 520 UA) est un grand objet rougeâtre avec une orbite gigantesque et hautement elliptique qui le fait passer d'environ 76 UA au périhélie à 940 UA à l'aphélie et prend 11 400 ans. Mike Brown, qui a découvert l'objet en 2003, affirme qu'il ne peut pas faire partie du disque dispersé ou de la ceinture de Kuiper car son périhélie est trop éloigné pour avoir été affecté par la migration de Neptune. Lui et d'autres astronomes le considèrent comme le premier d'une population entièrement nouvelle, parfois appelée « objets détachés distants » (DDO), qui peut également inclure l'objet 2000 CR105 , qui a un périhélie de 45 UA, un aphélie de 415 UA et une période orbitale de 3 420 ans. [139] Brown appelle cette population le "nuage d'Oort intérieur" parce qu'il peut s'être formé par un processus similaire, bien qu'il soit beaucoup plus proche du Soleil. [140] Sedna est très probablement une planète naine, bien que sa forme reste à déterminer. Le deuxième objet détaché sans équivoque, avec un périhélie plus éloigné que celui de Sedna à environ 81 UA, est 2012 VP 113 , découvert en 2012. Son aphélie n'est que la moitié de celui de Sedna, à 400-500 UA. [141] [142]

Nuage d'Oort

Le nuage d'Oort est un nuage sphérique hypothétique de jusqu'à un billion d'objets glacés qui serait la source de toutes les comètes à longue période et entourerait le système solaire à environ 50 000 UA (environ 1 année-lumière (ly)), et peut-être jusqu'à 100 000 UA (1,87 al). On pense qu'il est composé de comètes qui ont été éjectées du système solaire interne par des interactions gravitationnelles avec les planètes externes. Les objets du nuage d'Oort se déplacent très lentement et peuvent être perturbés par des événements peu fréquents, tels que des collisions, les effets gravitationnels d'une étoile qui passe, ou la marée galactique, la force de marée exercée par la Voie lactée. [143] [144]

Limites

Une grande partie du système solaire est encore inconnue. On estime que le champ gravitationnel du Soleil domine les forces gravitationnelles des étoiles environnantes jusqu'à environ deux années-lumière (125 000 UA). Les estimations inférieures pour le rayon du nuage d'Oort, en revanche, ne le placent pas plus loin que 50 000 UA. [145] Malgré des découvertes telles que Sedna, la région entre la ceinture de Kuiper et le nuage d'Oort, une zone de plusieurs dizaines de milliers d'UA de rayon, n'est toujours pratiquement pas cartographiée. Des études sont également en cours sur la région entre Mercure et le Soleil. [146] Des objets peuvent encore être découverts dans les régions inexplorées du système solaire.

Actuellement, les objets connus les plus éloignés, tels que la comète ouest, ont des aphélies à environ 70 000 UA du Soleil, mais à mesure que le nuage d'Oort devient mieux connu, cela peut changer.

Le système solaire est situé dans la Voie lactée, une galaxie spirale barrée d'un diamètre d'environ 100 000 années-lumière contenant plus de 100 milliards d'étoiles. [147] Le Soleil réside dans l'un des bras spiraux externes de la Voie Lactée, connu sous le nom de Bras Orion-Cygnus ou Éperon local. [148] Le Soleil se trouve à environ 26 660 années-lumière du Centre Galactique, [149] et sa vitesse autour du centre de la Voie Lactée est d'environ 247 km/s, de sorte qu'il effectue une révolution tous les 210 millions d'années. Cette révolution est connue comme l'année galactique du système solaire. [150] L'apex solaire, la direction du trajet du Soleil à travers l'espace interstellaire, est près de la constellation d'Hercule dans la direction de l'emplacement actuel de l'étoile brillante Vega. [151] Le plan de l'écliptique fait un angle d'environ 60° par rapport au plan galactique. [je]

L'emplacement du système solaire dans la Voie lactée est un facteur dans l'histoire évolutive de la vie sur Terre. Son orbite est presque circulaire et les orbites près du Soleil sont à peu près à la même vitesse que celle des bras spiraux. [153] [154] Par conséquent, le Soleil ne traverse que rarement les bras. Parce que les bras spiraux abritent une concentration beaucoup plus importante de supernovae, d'instabilités gravitationnelles et de rayonnements qui pourraient perturber le système solaire, cela a donné à la Terre de longues périodes de stabilité pour que la vie évolue. [153] Cependant, la position changeante du système solaire par rapport à d'autres parties de la Voie lactée pourrait expliquer des événements d'extinction périodiques sur Terre, selon l'hypothèse de Shiva ou des théories connexes. Le système solaire se trouve bien en dehors des environs bondés d'étoiles du centre galactique. Près du centre, les remorqueurs gravitationnels des étoiles proches pourraient perturber les corps du nuage d'Oort et envoyer de nombreuses comètes dans le système solaire interne, produisant des collisions aux implications potentiellement catastrophiques pour la vie sur Terre. Le rayonnement intense du centre galactique pourrait également interférer avec le développement de la vie complexe. [153] Même à l'emplacement actuel du système solaire, certains scientifiques ont émis l'hypothèse que les récentes supernovae pourraient avoir affecté négativement la vie au cours des 35 000 dernières années, en projetant des morceaux de noyau stellaire expulsé vers le Soleil, sous forme de grains de poussière radioactifs et de plus gros, ressemblant à des comètes. corps. [155]

Quartier

Le système solaire est dans le nuage interstellaire local ou le fluff local. On pense qu'il se trouve à proximité du G-Cloud voisin, mais on ne sait pas si le système solaire est intégré dans le nuage interstellaire local ou s'il se trouve dans la région où le nuage interstellaire local et le G-Cloud interagissent. [156] [157] Le nuage interstellaire local est une zone de nuage plus dense dans une région par ailleurs clairsemée connue sous le nom de bulle locale, une cavité en forme de sablier dans le milieu interstellaire d'environ 300 années-lumière (ly) de diamètre. La bulle est imprégnée de plasma à haute température, ce qui suggère qu'elle est le produit de plusieurs supernovae récentes. [158]

Il y a relativement peu d'étoiles à moins de dix années-lumière du Soleil. Le plus proche est le système d'étoiles triples Alpha Centauri, qui se trouve à environ 4,4 années-lumière. Alpha Centauri A et B sont une paire étroitement liée d'étoiles semblables au Soleil, tandis que la petite naine rouge, Proxima Centauri, orbite autour de la paire à une distance de 0,2 année-lumière. En 2016, il a été confirmé qu'une exoplanète potentiellement habitable était en orbite autour de Proxima Centauri, appelée Proxima Centauri b, l'exoplanète confirmée la plus proche du Soleil. [159] Les étoiles les plus proches du Soleil sont les naines rouges Barnard's Star (à 5,9 a), Wolf 359 (7,8 a) et Lalande 21185 (8,3 a).

La plus grande étoile à proximité est Sirius, une étoile brillante de la séquence principale à environ 8,6 années-lumière et environ deux fois la masse du Soleil et qui est orbitée par une naine blanche, Sirius B. Les naines brunes les plus proches sont le système binaire Luhman 16 à 6,6 lumière. -années. Les autres systèmes à moins de dix années-lumière sont le système binaire naine rouge Luyten 726-8 (8,7 a) et la naine rouge solitaire Ross 154 (9,7 a). [160] L'étoile solitaire semblable au Soleil la plus proche du système solaire est Tau Ceti à 11,9 années-lumière. Il a environ 80% de la masse du Soleil mais seulement 60% de sa luminosité. [161] L'objet de masse planétaire flottant connu le plus proche du Soleil est WISE 0855-0714, [162] un objet avec une masse inférieure à 10 masses de Jupiter à environ 7 années-lumière.

Comparaison avec les systèmes extrasolaires

Par rapport à de nombreux autres systèmes planétaires, le système solaire se distingue par l'absence de planètes à l'intérieur de l'orbite de Mercure. [163] [164] Le système solaire connu manque également de super-Terres (la planète neuf pourrait être une super-Terre au-delà du système solaire connu). [163] Exceptionnellement, il n'y a que de petites planètes rocheuses et de grandes géantes gazeuses ailleurs, les planètes de taille intermédiaire sont typiques - à la fois rocheuses et gazeuses - donc il n'y a pas de "écart" comme on le voit entre la taille de la Terre et de Neptune (avec un rayon de 3,8 fois plus grand). De plus, ces super-Terres ont des orbites plus proches que Mercure. [163] Cela a conduit à l'hypothèse que tous les systèmes planétaires commencent avec de nombreuses planètes proches, et que généralement une séquence de leurs collisions provoque une consolidation de la masse en quelques planètes plus grandes, mais dans le cas du système solaire, les collisions ont causé leur destruction et éjection. [165] [166]

Les orbites des planètes du système solaire sont presque circulaires. Par rapport à d'autres systèmes, ils ont une excentricité orbitale plus petite. [163] Bien qu'il y ait des tentatives pour l'expliquer en partie avec un biais dans la méthode de détection de la vitesse radiale et en partie avec de longues interactions d'un nombre assez élevé de planètes, les causes exactes restent indéterminées. [163] [167]

Cette section est un échantillon de corps du système solaire, sélectionnés pour la taille et la qualité de l'imagerie, et triés par volume. Certains grands objets sont omis ici (notamment Eris, Haumea, Makemake et Nereid) car ils n'ont pas été imagés en haute qualité.

  1. ^ uneb Au 27 août 2019.
  2. ^La majuscule du nom varie. L'Union astronomique internationale, l'organisme faisant autorité en matière de nomenclature astronomique, spécifie la capitalisation des noms de tous les objets astronomiques individuels, mais utilise des structures mixtes "Système solaire" et "système solaire" dans leur document de directives de nommage. Le nom est généralement rendu en minuscule ("système solaire"), comme, par exemple, dans le Dictionnaire anglais d'oxford et 11e dictionnaire collégial de Merriam-Webster.
  3. ^ Les satellites naturels (lunes) en orbite autour des planètes du système solaire en sont un exemple.
  4. ^ Historiquement, plusieurs autres corps étaient autrefois considérés comme des planètes, y compris, depuis sa découverte en 1930 jusqu'en 2006, Pluton. Voir Anciennes planètes.
  5. ^ Les deux lunes plus grandes que Mercure sont Ganymède, qui orbite autour de Jupiter, et Titan, qui orbite autour de Saturne. Bien que plus grosses que Mercure, les deux lunes ont moins de la moitié de sa masse. De plus, le rayon de Callisto, la lune de Jupiter, est supérieur à 98 % de celui de Mercure.
  6. ^ unebce Selon les définitions de l'IAU, les objets en orbite autour du Soleil sont classés dynamiquement et physiquement en trois catégories : planètes, planètes naines, et petits corps du système solaire.
    • Une planète est tout corps en orbite autour du Soleil dont la masse est suffisante pour que la gravité l'ait entraîné dans une forme (presque) sphérique et qui a nettoyé son voisinage immédiat de tous les objets plus petits. Selon cette définition, le système solaire compte huit planètes : Mercure, Vénus, la Terre, Mars, Jupiter, Saturne, Uranus et Neptune. Parce qu'il n'a pas nettoyé son voisinage des autres objets de la ceinture de Kuiper, Pluton ne correspond pas à cette définition. [5]
    • Une planète naine est un corps en orbite autour du Soleil qui est suffisamment massif pour être rendu quasi sphérique par sa propre gravité, mais qui n'a pas éliminé les planétésimaux de son voisinage et n'est pas non plus un satellite. [5] Pluton est une planète naine et l'IAU a reconnu ou nommé quatre autres corps du système solaire dans l'espoir qu'ils se révéleront être des planètes naines : Cérès, Haumea, Makemake et Eris. [6] D'autres objets généralement supposés être des planètes naines incluent Gonggong, Sedna, Orcus et Quaoar. [7] Dans une référence à Pluton, d'autres planètes naines en orbite dans la région transneptunienne sont parfois appelées "plutoïdes", [8] bien que ce terme soit rarement utilisé.
    • Les objets restants en orbite autour du Soleil sont connus sous le nom de petits corps du système solaire. [5]
  7. ^ uneb La masse du système solaire à l'exclusion du Soleil, de Jupiter et de Saturne peut être déterminée en additionnant toutes les masses calculées pour ses plus gros objets et en utilisant des calculs approximatifs pour les masses du nuage d'Oort (estimées à environ 3 masses terrestres), [19] la ceinture de Kuiper (estimée à environ 0,1 masse terrestre) [20] et la ceinture d'astéroïdes (estimée à 0,0005 masse terrestre) [21] pour un total, arrondi vers le haut, de

37 masses terrestres, soit 8,1% de la masse en orbite autour du Soleil. Avec les masses combinées d'Uranus et de Neptune (


Formation et évolution

Les étoiles se forment dans des régions étendues de densité plus élevée dans le milieu interstellaire, bien que la densité soit toujours inférieure à celle de l'intérieur d'une chambre à vide. Ces régions - connues sous le nom de nuages ​​moléculaires - se composent principalement d'hydrogène, avec environ 23 à 28 pour cent d'hélium et quelques pour cent d'éléments plus lourds. Un exemple d'une telle région de formation d'étoiles est la nébuleuse d'Orion. [55] La plupart des étoiles se forment en groupes de dizaines à centaines de milliers d'étoiles. [56] Les étoiles massives de ces groupes peuvent illuminer puissamment ces nuages, ionisant l'hydrogène et créant des régions H II. Ces effets de rétroaction de la formation d'étoiles peuvent finalement perturber le nuage et empêcher la formation d'étoiles supplémentaires.

Toutes les étoiles passent la majorité de leur existence comme étoiles de la séquence principale, alimentées principalement par la fusion nucléaire de l'hydrogène en hélium au sein de leurs noyaux. Cependant, les étoiles de masses différentes ont des propriétés nettement différentes à divers stades de leur développement. Le sort ultime des étoiles plus massives diffère de celui des étoiles moins massives, tout comme leur luminosité et l'impact qu'elles ont sur leur environnement. En conséquence, les astronomes groupent souvent les étoiles par leur masse : [57]

  • Étoiles de très faible masse avec des masses inférieures à 0,5 M sont entièrement convectives et distribuent l'hélium uniformément dans toute l'étoile pendant la séquence principale. Par conséquent, elles ne subissent jamais la combustion des coquilles, ne deviennent jamais des géantes rouges et sont supposées devenir des naines blanches à l'hélium qui se refroidissent simplement après avoir épuisé leur hydrogène. [58] Cependant, comme la durée de vie de 0,5 M étoiles est plus longue que l'âge de l'univers, aucune de ces étoiles n'a encore atteint le stade de naine blanche.
  • Étoiles de faible masse (y compris le Soleil), avec une masse de séquence principale supérieure à environ 0,5 & 160M et en dessous de 1,8–2,5 M selon la composition, deviennent des géantes rouges lorsque leur noyau d'hydrogène est épuisé, puis allument un noyau d'hélium dégénéré dans un flash d'hélium, développent un noyau dégénéré de carbone-oxygène sur la branche géante asymptotique, et enfin produisent une nébuleuse planétaire pour devenir une naine blanche .
  • Étoiles de masse intermédiaire, entre 1,8–2,5 M et 5–10 M, passent par des stades d'évolution similaires à ceux des étoiles de faible masse, mais après une période relativement courte sur le RVB, elles enflamment l'hélium sans flash et passent une période prolongée dans le bloc rouge avant de former un noyau carbone-oxygène dégénéré.
  • Des étoiles massives ont généralement une masse minimale de 7-10 M, mais cela peut être aussi bas que 5-6 M. Après avoir épuisé l'hydrogène au cœur, ces étoiles deviennent des supergéantes et fusionnent avec des éléments plus lourds que l'hélium. Ils finissent leur vie lorsque leurs noyaux s'effondrent et ils explosent en supernovae.

Formation d'étoiles

La formation d'une étoile commence par une instabilité gravitationnelle au sein d'un nuage moléculaire, causée par des régions de densité plus élevée - souvent déclenchée par la compression des nuages ​​par le rayonnement d'étoiles massives, l'expansion de bulles dans le milieu interstellaire, la collision de différents nuages ​​moléculaires ou la collision de galaxies (comme dans une galaxie starburst). [59] [60] Une fois qu'une région atteint une densité de matière suffisante pour satisfaire les critères d'instabilité de Jean, elle commence à s'effondrer sous sa propre force gravitationnelle. [61]

Au fur et à mesure que le nuage s'effondre, des agglomérations individuelles de poussières denses et de gaz forment des "globules de Bok". Lorsqu'un globule s'effondre et que la densité augmente, l'énergie gravitationnelle se transforme en chaleur et la température augmente. Lorsque le nuage protostellaire a approximativement atteint l'état stable d'équilibre hydrostatique, une protoétoile se forme au cœur. [62] Ces étoiles de la séquence pré-principale sont souvent entourées d'un disque protoplanétaire et alimentées principalement par la conversion de l'énergie gravitationnelle. La période de contraction gravitationnelle dure environ 10 à 15 millions d'années.

Les premières étoiles de moins de 2 M sont appelées étoiles T Tauri, tandis que celles avec une plus grande masse sont des étoiles Herbig Ae/Be. Ces étoiles nouvellement formées émettent des jets de gaz le long de leur axe de rotation, ce qui peut réduire le moment angulaire de l'étoile en train de s'effondrer et entraîner de petites plaques de nébulosité connues sous le nom d'objets Herbig-Haro. [63] [64] Ces jets, en combinaison avec le rayonnement des étoiles massives proches, peuvent aider à chasser le nuage environnant à partir duquel l'étoile s'est formée. [65]

Au début de leur développement, les étoiles T Tauri suivent la trajectoire de Hayashi : elles se contractent et diminuent de luminosité tout en restant à peu près à la même température. Les étoiles T Tauri moins massives suivent cette piste jusqu'à la séquence principale, tandis que les étoiles plus massives se tournent vers la piste Henyey.

On observe que la plupart des étoiles sont des membres de systèmes stellaires binaires, et les propriétés de ces binaires sont le résultat des conditions dans lesquelles elles se sont formées. [66] Un nuage de gaz doit perdre son moment angulaire pour s'effondrer et former une étoile, et la fragmentation du nuage en plusieurs étoiles utilise une partie du moment angulaire. Les binaires primordiaux seront traités par des interactions gravitationnelles lors de rencontres rapprochées avec d'autres étoiles dans de jeunes amas stellaires. Ces interactions ont tendance à séparer les binaires plus larges (souples) tout en obligeant les binaires plus proches (durs) à devenir plus étroitement liés, produisant la distribution des séparations binaires observées sur le terrain.

Séquence principale

Les étoiles passent environ 90 % de leur existence à fusionner de l'hydrogène en hélium dans des réactions à haute température et à haute pression près du noyau. De telles étoiles sont dites sur la séquence principale et sont appelées étoiles naines. À partir de la séquence principale de l'âge zéro, la proportion d'hélium dans le cœur d'une étoile augmentera régulièrement, le taux de fusion nucléaire au cœur augmentera lentement, tout comme la température et la luminosité de l'étoile. [67] Le Soleil, par exemple, est estimé avoir augmenté sa luminosité d'environ 40 % depuis qu'il a atteint la séquence principale il y a 4,6 milliards (4,6 × 10 9 ) d'années. [68]

Chaque étoile génère un vent stellaire de particules qui provoque une sortie continue de gaz dans l'espace. Pour la plupart des étoiles, la masse perdue est négligeable. Le Soleil perd 10 −14 M chaque année, [69] soit environ 0,01 % de sa masse totale sur toute sa durée de vie. Cependant, les étoiles très massives peuvent perdre 10 -7 à 10 -5 M chaque année, affectant significativement leur évolution. [70] Étoiles commençant par plus de 50 M peuvent perdre plus de la moitié de leur masse totale pendant la séquence principale. [71]

La durée qu'une étoile passe sur la séquence principale dépend principalement de la quantité de carburant qu'elle doit fusionner et de la vitesse à laquelle elle fusionne ce carburant, c'est-à-dire sa masse initiale et sa luminosité. Pour le Soleil, sa durée de vie est estimée à environ 10 milliards (10 10 ) d'années. Les étoiles massives consomment leur carburant très rapidement et ont une courte durée de vie. Les étoiles de faible masse consomment leur carburant très lentement. Étoiles moins massives que 0,25 M, appelées naines rouges, sont capables de fondre la quasi-totalité de leur masse comme combustible tandis que les étoiles d'environ 1 M ne peuvent utiliser qu'environ 10 % de leur masse comme carburant. La combinaison de leur faible consommation de carburant et d'une alimentation en carburant utilisable relativement importante permet environ 0,25 M les étoiles durent environ mille milliards (10 12 ) d'années selon les calculs de l'évolution stellaire, tandis que les étoiles les moins massives à fusion d'hydrogène (0,08 M) durera environ 12 000 milliards d'années. Les naines rouges deviennent plus chaudes et plus lumineuses à mesure qu'elles accumulent de l'hélium. Lorsqu'ils finissent par manquer d'hydrogène, ils se contractent en une naine blanche et commencent à se refroidir. [58] Cependant, comme la durée de vie de ces étoiles est supérieure à l'âge actuel de l'univers (13,8 milliards d'années), aucune étoile de moins de 0,85 M [72] devraient avoir quitté la séquence principale.

Outre la masse, les éléments plus lourds que l'hélium peuvent jouer un rôle important dans l'évolution des étoiles. Les astronomes considèrent que tous les éléments sont plus lourds que l'hélium « métaux », et appellent la concentration chimique de ces éléments la métallicité. La métallicité peut influencer la durée pendant laquelle une étoile brûlera son combustible, contrôler la formation de champs magnétiques, [73] et modifier la force du vent stellaire. [74] Les étoiles plus anciennes de la population II ont sensiblement moins de métallicité que les étoiles plus jeunes de la population I en raison de la composition des nuages ​​moléculaires à partir desquels elles se sont formées. Au fil du temps, ces nuages ​​s'enrichissent de plus en plus d'éléments plus lourds à mesure que les étoiles plus anciennes meurent et perdent des portions de leur atmosphère.

Post-séquence principale

Comme étoiles d'au moins 0,4 M [2] épuisent leur réserve d'hydrogène au niveau de leur noyau, ils commencent à fusionner de l'hydrogène dans une enveloppe extérieure au noyau d'hélium. Leurs couches externes se dilatent et se refroidissent considérablement pour former une géante rouge. Dans environ 5 milliards d'années, lorsque le Soleil entrera dans cette phase, il s'étendra jusqu'à un rayon maximum d'environ 1 unité astronomique (150 & 160 millions de kilomètres), 250 fois sa taille actuelle. En tant que géant, le Soleil perdra environ 30% de sa masse actuelle. [68] [75]

Comme la combustion de l'enveloppe d'hydrogène produit plus d'hélium, le noyau augmente en masse et en température. Dans une géante rouge jusqu'à 2,25 M, le noyau d'hélium dégénère avant d'être suffisamment comprimé pour démarrer la fusion de l'hélium. Lorsque la température augmente suffisamment, la fusion de l'hélium commence de manière explosive dans le flash d'hélium, et l'étoile rétrécit rapidement en rayon, augmente sa température de surface et se déplace vers la branche horizontale. Pour les étoiles plus massives, la fusion du noyau d'hélium commence avant que le noyau ne dégénère et l'étoile passe un certain temps dans le bloc rouge avant que l'enveloppe convective externe ne s'effondre et que l'étoile ne se déplace vers la branche horizontale. [4]

Une fois que l'étoile a consommé l'hélium du noyau, la fusion se poursuit dans une coque autour d'un noyau chaud de carbone et d'oxygène. L'étoile suit alors un chemin évolutif (la branche géante asymptotique ou AGB) qui est parallèle à la phase originale de la géante rouge à une luminosité plus élevée. Les étoiles AGB les plus massives peuvent subir une brève période de fusion du carbone avant que le noyau ne dégénère.

Des étoiles massives

Au cours de leur phase de combustion d'hélium, les étoiles de très grande masse avec plus de neuf masses solaires se dilatent pour former des supergéantes rouges. Une fois ce combustible épuisé au cœur, ils continuent à fusionner des éléments plus lourds que l'hélium.

Le noyau se contracte jusqu'à ce que la température et la pression suffisent à faire fondre le carbone (voir Processus de combustion du carbone). Ce processus se poursuit, les étapes successives étant alimentées par du néon (voir processus de combustion du néon), de l'oxygène (voir processus de combustion de l'oxygène) et du silicium (voir processus de combustion du silicium). Vers la fin de la vie de l'étoile, la fusion se poursuit le long d'une série de coquilles d'oignons à l'intérieur de l'étoile. Chaque coque fusionne un élément différent, la coque la plus externe fusionnant de l'hydrogène, la coque suivante fusionnant de l'hélium, et ainsi de suite. [76]

La dernière étape se produit lorsqu'une étoile massive commence à produire du fer. Étant donné que les noyaux de fer sont plus étroitement liés que n'importe quel noyau plus lourd, toute fusion au-delà du fer ne produit pas de libération nette d'énergie - le processus, au contraire, consommerait de l'énergie. De même, comme ils sont plus étroitement liés que tous les noyaux plus légers, l'énergie ne peut pas être libérée par fission. [77] Dans les étoiles relativement anciennes et très massives, un gros noyau de fer inerte s'accumulera au centre de l'étoile. Les éléments les plus lourds de ces étoiles peuvent remonter à la surface, formant des objets évolués connus sous le nom d'étoiles Wolf-Rayet qui ont un vent stellaire dense qui élimine l'atmosphère extérieure.

S'effondrer

Au fur et à mesure que le noyau d'une étoile se rétrécit, l'intensité du rayonnement de cette surface augmente, créant une telle pression de rayonnement sur l'enveloppe extérieure de gaz qu'elle repoussera ces couches, formant une nébuleuse planétaire. Si ce qui reste après l'élimination de l'atmosphère extérieure est inférieur à 1,4 M, il se réduit à un objet relativement petit de la taille de la Terre, connu sous le nom de naine blanche. Les naines blanches n'ont pas la masse nécessaire pour qu'une compression gravitationnelle supplémentaire ait lieu. [78] La matière dégénérée aux électrons à l'intérieur d'une naine blanche n'est plus un plasma, même si les étoiles sont généralement désignées comme étant des sphères de plasma. Finalement, les naines blanches se transforment en naines noires sur une très longue période de temps.

Dans les étoiles plus grandes, la fusion continue jusqu'à ce que le noyau de fer soit devenu si gros (plus de 1,4 M) qu'il ne peut plus supporter sa propre masse. Ce noyau s'effondrera soudainement lorsque ses électrons seront entraînés dans ses protons, formant des neutrons, des neutrinos et des rayons gamma dans une rafale de capture d'électrons et de désintégration bêta inverse. L'onde de choc formée par cet effondrement soudain fait exploser le reste de l'étoile en une supernova. Les supernovae deviennent si brillantes qu'elles peuvent brièvement éclipser toute la galaxie d'origine de l'étoile. Lorsqu'elles se produisent dans la Voie lactée, les supernovae ont historiquement été observées par des observateurs à l'œil nu comme de "nouvelles étoiles" là où aucune n'existait apparemment auparavant. [79]

Les explosions de supernova emportent les couches externes de l'étoile, laissant des vestiges tels que la nébuleuse du crabe. [79] Il reste une étoile à neutrons (qui se manifeste parfois sous la forme d'un pulsar ou d'un sursaut à rayons X) ou, dans le cas des plus grosses étoiles (assez grosse pour laisser un résidu supérieur à environ 4 M), un trou noir. [80] Dans une étoile à neutrons, la matière est dans un état connu sous le nom de matière dégénérée à neutrons, avec une forme plus exotique de matière dégénérée, la matière QCD, éventuellement présente dans le noyau. Au sein d'un trou noir, la matière est dans un état qui n'est actuellement pas compris.

Les couches externes soufflées des étoiles mourantes contiennent des éléments lourds, qui peuvent être recyclés lors de la formation de nouvelles étoiles. Ces éléments lourds permettent la formation de planètes rocheuses. L'écoulement des supernovae et le vent stellaire des grandes étoiles jouent un rôle important dans la formation du milieu interstellaire. [79]

Étoiles binaires

L'évolution post-séquence principale des étoiles binaires peut être significativement différente de l'évolution des étoiles simples de la même masse. Si les étoiles d'un système binaire sont suffisamment proches, lorsque l'une des étoiles se dilate pour devenir une géante rouge, elle peut déborder de son lobe de Roche, la région autour d'une étoile où la matière est liée gravitationnellement à cette étoile, entraînant un transfert de matière à l'autre Star. Une variété de phénomènes peut résulter de ces systèmes, y compris les binaires de contact, les binaires à enveloppe commune, les variables cataclysmiques et les supernovae de type Ia.


Pourquoi les objets en accrétion sont-ils représentés avec un éclair blanc au point où le flux de gaz de l'étoile pénètre dans le disque d'accrétion ? - Astronomie

Vous pouvez gagner jusqu'à 2% de crédit supplémentaire en m'informant de tout roman ou nouvelle de science-fiction, ou épisode de film ou de télévision, qui implique des trous noirs ou des trous de ver, et qui n'est pas répertorié ici.

Veuillez noter que les histoires ou les films impliquant simplement un voyage dans le temps (comme Time Machine ou Back To The Future) ne comptent pas. De plus, les textes, monographies, documentaires ou autres ouvrages de non-science-fiction sur Black Holes ne comptent pas.

Pour obtenir le crédit supplémentaire complet, vous devez nommer un roman, une nouvelle, un film ou un épisode spécifique (pas une série générale comme Deep Space 9), vous devez avoir lu l'histoire ou vu le film vous-même, et vous devez inclure une courte critique de l'histoire/du film dans vos propres mots (n'oubliez pas la règle des guillemets). Vous devez fournir un lien vers un endroit sur le Web où vous pouvez trouver de plus amples informations sur l'histoire/le film.

Pour être considéré pour un crédit supplémentaire, vous devez faire votre soumission au plus tard en classe le mardi 1er mai, le mardi de la dernière semaine de cours.

Je ne veux pas que cela agisse comme un spoiler, je vais donc passer à la partie dans laquelle les trous de ver deviennent pertinents.

À un moment donné de l'épisode, Sookie découvre que le royaume des Fae n'est pas ce qu'il paraît. Plutôt que beau et pur, il est criblé de mal et de ténèbres. Alors qu'elle fuit les créatures de ce royaume, un autre mâle-Fae lui présente un trou de ver qui agit comme un allié temporaire. Il lui demande de sauter dans le trou de ver si elle souhaite retourner sur Terre. Si elle ne saute pas, le trou de ver se fermera et elle sera à jamais piégée dans le royaume des Fae &mdash pour ne plus jamais revoir ses proches sur Terre.

Sookie, avec seulement quelques secondes à perdre, saute à travers le trou de ver et est ramenée à sa vie sur Terre. Étonnamment, ce qui semblait être seulement 15 minutes environ dans le royaume de Fae était en fait 13 mois en temps terrestre.

Jack Carter, le personnage principal qui joue le rôle du shérif dans une ville qui est loin d'être ordinaire, tente frénétiquement de trouver la solution au problème qui a fait couper en deux la limousine du président ainsi que ce qui a absorbé un café. Dans l'oubli. Ils trouvent un appareil créé par un scientifique qui absorbe toute l'énergie du spectre lumineux et la convertit en énergie réutilisable. Cependant, ce jour-là, la ville lance un vaisseau spatial vers la lune de Saturne Titan. Pour ce faire, ils utilisent un réacteur à ions FTL (plus rapide que la lumière), mais cela, couplé aux collecteurs d'énergie, provoque l'apparition de trous noirs autour de la ville. En fin de compte, le shérif Carter utilise les collecteurs pour attirer tous les mini trous noirs vers un lac où se forme un très grand trou noir. Carter lance une bombe chargée d'antimatière au milieu du trou noir pour l'annuler, et la crise est évitée.

Cet épisode de l'émission pour enfants He-Man et les maîtres de l'univers commence comme d'habitude en présentant le concept et les personnages du programme. La scène passe à Orko s'exclamant à quel point il est heureux que ce soit son anniversaire. L'Orko excité va demander à ses amis de Grayskull s'ils se souviennent de ce qu'est aujourd'hui. Malheureusement, aucun d'entre eux ne semble se rendre compte que c'est l'anniversaire d'Orko. Heureusement, ils organisent secrètement une fête surprise pour le jeune sorcier. Malheureusement, lors de la discussion de la fête surprise, ils reçoivent un appel de détresse du Becilia voisin et ils doivent enquêter. En arrivant à Becilia, ils découvrent un énorme tourbillon terrorisant la région et c'est à He-Man de les défendre ! Heureusement, He-Man arrête le tourbillon en le "démêlant avec son épée" ! Malheureusement, son épée disparaît alors qu'il la met dans le fourreau. Pendant ce temps à Becilia, Orko se rend chez la sorcière pour voir si elle se souvient de son anniversaire. Malheureusement, il rencontre un problème pour la trouver. Peu de temps après, le groupe qui s'est rendu à Becilia retourne au royaume d'Eternia en pensant avoir réussi. Ils ne peuvent pas comprendre qui a causé le tourbillon et qui a pris l'épée du prince Adam, car Skeletor était introuvable ! Pour faire avancer la malheureuse situation, Orko revient hystérique! Il explique qu'il n'a pas pu trouver la sorcière parce que Castle Grayskull a disparu ! He-Man, Teela, Man-At-Arms et Battle Cat se dirigent vers Castle Grayskull pour découvrir qu'il y a un trou blanc à la place du château ! Man-At-Arms explique dans l'épisode que "C'est comme un trou noir, mais pas aussi dense". Il explique également que Skeletor a utilisé le Conseil du Mal après avoir localisé une étoile à neutrons mourante. ” et He-Man ont terminé la déclaration avec “. et a pu le diriger sur le château pour utiliser l'énorme force d'aspiration de la nova, et tirer le château, avec la sorcière, dans une autre dimension.

He-Man et Battle Cat sautent dans le trou blanc et se retrouvent dans une dimension folle, que je suppose être l'intérieur du trou blanc. À l'intérieur du trou blanc, ils trouvent divers objets aléatoires de nombreuses couleurs flottant ainsi que des monstres effrayants à tentacules. He-Man entend l'appel de la sorcière et suit sa voix. À ce moment, Teela saute dans le trou blanc, malgré le fait que He-Man lui ait dit de ne pas le faire. Elle tombe et atterrit sur une plate-forme, mais peu de temps après, elle tombe presque de ladite plate-forme vers son destin dans un vide noir en dessous. He-Man vient à son secours et la met en sécurité et ils se frayent un chemin à travers le trou blanc. Finalement, ils trouvent un trou de ver à traverser et cela les envoie dans un anti-vers qui leur est propre. Dans cet anti-vers, tout est à l'envers ! L'eau coule en amont et les arbres poussent avec leurs racines haut dans le ciel. Heureusement la trouvaille Castle Grayskull ! Malheureusement, il est dirigé par Skeletor et la sorcière est enchaînée ! Heureusement, l'épée de He-Man réapparaît et Skeletor est rapidement envoyé ! He-Man récupère ensuite tout le château Grayskull et le jette à travers le trou blanc et il atterrit en toute sécurité à Eternia! Malheureusement, Orko est toujours contrarié par le fait que tout le monde oublie son anniversaire, alors il se prépare un tas de nourriture et mange tout dans une rage déprimée. Heureusement quelqu'un vient lui dire que le roi Randor veut le voir. Après que tout le monde ait crié "Surprise" Orko découvre que ses amis se soucient vraiment de lui ! Malheureusement, il a trop mangé avant la fête et s'effondre à cause de maux d'estomac ! L'épisode se termine avec Orko disant aux téléspectateurs de regarder combien de bonbons ils mangent car ils doivent laisser de la place pour les trois repas sains dont ils ont besoin tous les jours !

L'épisode est un bon exemple d'un trou blanc en tant que dispositif central de l'intrigue, même si la science est en grande partie fausse. L'épisode est difficile à regarder, étant donné que les lignes sont très ringardes et mal écrites. L'animation est vraiment bien faite pour 1983 et la créativité utilisée pour créer le monde à l'intérieur du trou blanc est stupéfiante. L'épisode aurait pu utiliser un peu plus d'explications sur la façon dont le trou blanc est né et comment cela a fonctionné, mais étant donné que c'est une émission pour enfants, je suis sûr que ça va.

“On the Moon” est l'un des nombreux dessins animés ridicules du célèbre animateur flash M. Weebl. Parmi ses créations les plus connues, il y a son animation flash "Badgers", qui est devenue un phénomène Internet du début au milieu des années 2000.

Histoire : La partie de la bande dessinée Star Wars qui traite des trous noirs est présentée dans les actes 4 à 5 de la série en 11 actes. Les trois actes précédents traitent de Star Fox et de son équipage embauchés par le général Pepper pour défendre Cornelia contre les forces d'Andross, sauver un navire à passagers d'un groupe d'arraisonnement impérial, s'entraîner avec les nouveaux combattants Arwing sur Cornelia et survivre à un assaut de pièges par des combattants impériaux. sur Cornélie. Dans le dernier volet de l'Acte IV, Fox propose d'utiliser “le trou noir” (précédemment non mentionné) pour atteindre Venom, la planète natale de l'Empire d'Andross. Au début de l'acte IV, intitulé “The Legacy” (une référence à la succession de Fox de son père James), Fox contrecarre l'argument de son coéquipier Slippy the Frog selon lequel la gravité du trou noir écraserait un Arwing en faisant référence au “time -théorie du glissement” qui stipule que la gravité d'un trou noir peut être manipulée pour créer une déformation en 4 dimensions. Le général Pepper met en garde Fox de manière énigmatique contre la même erreur que son père. Fox insiste sur le fait que le "diffuseur de gravité" de l'Arwing permettra à l'Arwing de faire le voyage là où le "dinosaure" de son père a échoué. L'histoire de James McCloud est ensuite racontée à l'époque où Andross n'était qu'un scientifique, il avait développé une bombe à gravité que James avait proposé de voler pour être testée dans la ceinture d'astéroïdes. Malheureusement, la bombe a si bien réussi que James et une grande partie de la ceinture ont été aspirés dans le trou noir nouvellement créé. C'est cette action qui a conduit Andross à l'exil et provoqué sa transformation en un empereur maléfique en marge du système Lylat.Le reste de l'équipe de Fox entreprend de modifier la conception de l'Arwing en triplant la sortie des bobines d'induction G. Au début de l'acte V, intitulé “Fixing a Hole” (probablement une référence à la chanson des Beatles en plus du trou noir), l'équipe pénètre dans le trou noir dans leurs Arwings modifiés. Ils sont représentés comme s'étirant et en spirale vers l'intérieur jusqu'au centre d'un vortex de spectres visibles, probablement destinés à représenter la traversée de l'horizon des événements. À l'intérieur, ils sont accueillis par des phénomènes visuels étranges ainsi que par les restes de navires naufragés qui avaient vainement tenté l'exploit auparavant. L'équipe subit une dilatation du temps décrite comme un dialogue « étiré ». Plus important encore, Fox a une vision de son père, qui dit « Junior, suivez-moi ! » Fox semble survoler/à travers la vision du trou noir, la sortie est représentée comme un trou blanc. Le reste de son équipe a également du succès Peppy O'Hare déclare que le dispositif de suivi de Slippy a été capable de suivre Fox à travers l'ensemble, ce qui leur a permis de suivre. L'escouade se rend à Venom comme prévu.

Analyse de la science : De toute évidence, le strict respect des théories comprises des trous noirs et la possibilité de les traverser n'était pas une priorité pour les auteurs de Star Fox. Les obstacles au succès de l'opération sont expliqués avec une combinaison de «sciences du futur» et de «technologies du futur» comme la théorie du décalage temporel, les diffuseurs de gravité et les bobines d'induction G. Cependant, je pense que cette bande dessinée devrait être reconnue comme un effort courageux de la part des scénaristes pour reconnaître que les trous noirs sont vraiment aussi dangereux et difficiles à contrôler qu'ils le sont. L'équipe rencontre un cimetière de navires à l'intérieur du trou/trou de ver, des signes clairs que même dans une société avec des voyages spatiaux intrastellaires très avancés, traverser un trou noir était encore une entreprise presque impossible. De plus, la gravité est clairement reconnue comme la force motrice derrière le trou noir, pas de la magie, pas de la «puissance», juste de la gravité. L'équipe est capable de s'attaquer de front au problème en modifiant la façon dont l'Arwing gère la gravité, ce qui est probablement ce qu'il faudrait faire pour que quoi que ce soit puisse traverser un trou noir et survivre. L'idée qu'une "bombe à gravité" pourrait exploser de manière à simuler une supernova avec effondrement du cœur, même à petite échelle, est réalisable lorsque l'on travaille avec des explosions suffisamment énormes. En effet, les auteurs évitent même d'utiliser le terme "trou de ver" pour décrire ce qui arrive à l'équipe à l'intérieur du trou noir, ce qui est bien dans mon esprit à cause de toutes les théories quasi scientifiques/crackpot avec lesquelles le terme est connoté. Enfin, on peut au moins dire qu'une tentative a été faite pour décrire la dilatation apparemment inévitable du temps qui se produit autour des trous noirs, même si un tel phénomène est inconnu pour se produire de cette manière à l'intérieur d'un trou noir. Je n'aborderai pas la plausibilité de Fox rencontrant la tête désincarnée de son père à l'intérieur, voir “Contact” pour plus de preuves que les esprits humains désincarnés adorent traîner autour d'extrema relativistes.

Président : “Vous voyez Chancelier, le trou noir !”

Chancelier : “C'est un no-where, un no-place, un vide ! Selon toutes les lois connues, rien ne peut exister là-bas.”

Parce que les Seigneurs du Temps sont occupés à essayer de maintenir l'univers ensemble, ils ne peuvent rien faire, mais envoyer d'abord le second, puis le premier médecin pour aider le troisième. Ensemble, ces trois médecins élaborent un plan, où ils voyagent à travers le trou noir, jusqu'à l'univers de l'Antimatière qui s'y trouve.

Ce plan d'Antimatière est gouverné par un Seigneur du Temps, que l'on croyait mort depuis longtemps, et quelqu'un de prévisible veut se venger du Seigneur du Temps qui l'a abandonné dans ce trou noir. Je dois noter qu'à ce stade, ils avaient compris que les trous noirs sont formés par l'explosion d'une étoile. Pour clore les choses, pour exister dans cet univers, leur matière est subtilement modifiée pour qu'elles ne soient pas anéanties, mais un objet, un enregistreur reste inchangé. L'enregistreur est abandonné, l'univers de l'antimatière est anéanti et les héros sont renvoyés là où ils auraient dû être.

Le concept du trou noir dans cet épisode semble être purement cosmétique. Il existe une compréhension claire de la formation et des propriétés de base des trous noirs. Cependant, le concept d'antimatière semble être regroupé ici pour un peu plus que pour conduire l'intrigue.

L'humour habituel que la série Doctor Who est présent comme toujours. Il s'agit de l'épisode du 10e anniversaire, et le crossover rassemble les médecins plus âgés familiers et aimés. Cela ajoute une autre dimension d'humour et d'intérêt à l'histoire, car le médecin fier et excentrique est obligé d'endurer l'expérience de s'occuper de lui-même, ce que seuls les autres ont dû faire jusqu'à présent. Le premier Docteur : “C'est un pont dans le temps. alors arrête de tergiverser et traverse-le.”

Hyperion était un grand roman qui se déroule dans le futur. Le livre est principalement composé d'histoires approfondies de pèlerins qui se dirigent vers la redoutable Pie-grièche mécanique. Le destin est en jeu alors que ces gens ordinaires affrontent le demi-dieu.

Ce que j'ai le plus aimé dans ce livre, c'est le format unique. L'histoire de chaque personnage était comme une petite nouvelle à elle seule, et au fur et à mesure que chaque histoire se déroule, le mystère de ce qui relie tous ces personnages les uns aux autres (et à la Pie-grièche) devient le véritable conflit de l'histoire. La fin du livre laisse au lecteur une conception totalement différente de presque tous les personnages et le véritable objectif d'atteindre la Pie-grièche.

La suite de ce livre, The Fall of Hyperion, est encore meilleure car elle se penche davantage sur le Shrike, la Big Mistake et le TechnoCore (les IA qui dirigent une grande partie de la société).

La référence spécifique à un « trou noir » se trouve dans la scène où « les Romuliens laissent tomber une bombe à « matière rouge » dans le trou fait par la perceuse. Il déclenche la formation d'un trou noir, qui fait s'effondrer la planète et anéantit les Vulcains.” (phrase précédente de Bad Astronomy's Review of the Science of 'Star Trek').

Tout au long du reste de la série, beaucoup plus de choses sortent de la tête des gens, y compris plus de robots diaboliques, d'oreilles de chat et de guitares. Toute l'idée derrière le fait de sortir les choses de la tête des gens est décrite dans l'épisode quatre. “[Ils] utilisent le processus de pensée distinct du cerveau gauche et du cerveau droit pour ouvrir un canal interdimensionnel capable de faire passer des choses, parfois à des années-lumière, en un instant. Mais vous ne pouvez pas utiliser la tête de n'importe qui, vous devez trouver la bonne.” (Commandant Amarao épisode 4)

La seule façon de comprendre cette émission est de la regarder, et même cela n'aide pas beaucoup.

En réponse à la fois à l'excellente défense aérienne du bâton de marche et à l'incapacité des scénaristes à produire d'autres intrigues impliquant des trous noirs, l'équipage de Nadesico prévoit d'attaquer le bâton de marche au sol et de le faire exploser avec des mines. Le hic : ils n'ont qu'une heure. Le nouveau capitaine au sol, Akotski, est le personnage de stock beau et drôle qui serait très probablement joué par Matthew McConaughey dans un long métrage de Nadesico. Il console son équipage inquiet en disant : “Si nous travaillons tous ensemble, je suis sûr que nous pourrons réussir.” L'équipe s'embarque à travers d'épaisses forêts vers le bâton de marche, la nuit étant déjà venue et l'heure semble sonner. L'équipe confirme que le temps est écoulé en s'arrêtant pour faire un feu de camp, les paroles "juste nous amis" étant chantées en fond sonore. Enfin, au milieu d'une attaque surprise de chars sur le feu de camp, le commandant appelle l'équipage par radio pour leur dire qu'il n'y a plus de temps. L'appel comprend une citation mémorable qui tente de combler toutes les lacunes de l'intrigue et d'expliquer la théorie derrière les trous noirs :

Commandant : “Le premier trou noir s'est dissipé après avoir quitté l'atmosphère terrestre, entraînant peu de dommages résiduels. Je suis sûr que le prochain se dissipera dans l'atmosphère terrestre. Nos ennemis ne sont pas des imbéciles, ils ont moins à perdre que nous. Le prochain trou noir engloutira toute cette zone et saturera ce qui reste de rayons gamma mortels.”

Le commandant informe le reste des personnes au QG qu'elle enregistre un énorme bâtiment de fluctuation du gravitron autour du bâton de marche et qu'il va bientôt tirer. Mis à part le fait qu'un Gravitron est un manège de parc d'attractions, l'équipage panique et se rend compte qu'il faut faire quelque chose. Ils décident de prendre d'assaut le bâton de marche et de le vaincre juste avant qu'il ne tire un autre “micro trou noir.”

Devis:
“Les étoiles semblent si calmes de loin, mais de près elles sont si troublées.”

Capteur extraterrestre : "Le trou noir est une étoile qui s'est effondrée sur elle-même devenant si dense que ni la matière ni la lumière ne peuvent échapper à sa gravité."

Le point culminant de cette histoire est que le fils de l'homme, après avoir entendu le récit de son père, a décidé par curiosité de retenir son souffle pendant que les préposés lui administraient le gaz pour l'assommer. La famille est arrivée à leur nouvelle destination seulement pour découvrir que le garçon était passé par le trou de ver alors qu'il était conscient et était devenu fou. Il s'arrache les yeux en criant : “Plus longtemps que tu ne le penses papa !, plus longtemps que tu ne le penses !”.

Le film tourne autour du Dr Rick Marshall, physicien/paléontologue qui crée une machine à amplificateur à tachyons qui crée un trou de ver vers une autre dimension de l'existence, où convergent toutes les chronologies. Lorsque le Dr Marshall et son équipe de des scientifiques/amis incompétents font leur premier pas dans la chaîne temporelle, nous voyons une scène où ils volent à travers un vortex tournant et s'étirant. Ils sont jetés dans un désert où ils observent deux anciens hominidés essayant d'en tuer un troisième. Le troisième est secouru par le groupe et les rejoint dans leur quête. Dans cette nouvelle terre, les protagonistes sont confrontés à la tâche de sauver toute l'humanité en détruisant un groupe d'hommes-lézards qui envisagent de prendre le contrôle de l'univers et de détruire la Terre, puis de rentrer chez eux. Ils doivent trouver l'amplificateur tachyon avant les hommes-lézards. Cependant, un T-Rex géant entrave constamment leurs plans pour réussir. Une scène intéressante est celle où nos protagonistes tombent sur une vaste zone désertique jonchée de divers objets aléatoires qui sont parvenus d'une manière ou d'une autre à travers d'autres trous de ver dans le monde.

Bien qu'il possède une bande-son impeccable, le film Space Jam présente de nombreux défauts. En général, j'aime le film, mais je pense qu'il est évident pour tout critique avisé que ce film a besoin de plus de Charles Barkley. De plus, toutes les scènes impliquant la famille de Michael sont totalement oubliables.

La planète natale des extraterrestres pacifiques a été reprise par deux autres super-personnes qui dirigent la planète comme des dieux. Ces super-personnes maléfiques sont aussi apparemment des communistes parce qu'à un moment donné, ils déclarent avoir réorganisé la structure du travail de la planète afin qu'il y ait un travail pour chacun selon ses capacités et nos besoins, avec la coopération au lieu de concurrence.” Le fait qu'ils soient communistes les rend encore plus malfaisants, de sorte que le spectateur ne se sente pas mal à propos de leur sort éventuel. Inévitablement, Superman combat les super-personnes diaboliques pour une raison quelconque et ils le soumettent et l'attachent à une fusée qu'ils ont l'intention de tirer dans le trou noir. Superman s'échappe avec l'aide de certains extraterrestres opprimés et renverse la vapeur sur les communistes. En fin de compte, ce sont eux qui tombent dans le trou noir, dans une masse tourbillonnante comme de l'eau qui s'écoule dans un égout. Je donne à l'épisode 3 étoiles sur 5, malgré la science discutable, pour avoir présenté des communistes abattus dans un trou noir.

Le roman graphique a été laissé comme un cintre de falaise. Cela donne beaucoup d'histoire au film et cela donne plus de sens au film. C'est une histoire vraiment passionnante que vous ne pouvez pas raconter et après l'avoir terminée, vous vous sentez obligé de voir le film Star Trek même si vous l'avez déjà vu. C'était aussi agréable de lire ce qui arrive aux personnages de Star Trek Next Generation.

Dans cet épisode, Beowulf Shaffer tente de revenir sur terre. Au lieu de cela, il est coincé sur la planète Jinx pendant des mois. Il rencontre finalement un vieil ami à lui, Carlos Wu. Les deux se souviennent, et Beowulf raconte à Carlos son énigme, qu'il est coincé sur Jinx et veut désespérément retourner sur Terre pour voir son amant. Carlos dit à Beowulf qu'il a un trajet vers le système Sol, avec le Bureau of Alien Affairs, conçu pour assurer la sécurité des relations entre la terre et les nations extraterrestres. Beowulf obtient le passage du capitaine, en raison de son expertise avec les marionnettistes de Pierson. C'est alors qu'un des conflits s'introduit, que de nombreux vaisseaux disparaissent mystérieusement près du système Sol. La majeure partie du voyage se déroule sans incident, mais lorsqu'ils s'approchent de Sol, leur navire se cabre, tremble et gémit à cause de certaines turbulences cachées et tombe soudainement hors d'hyper-entraînement. Ils constatent que toute l'unité d'entraînement hyper est manquante, complètement disparue du vaisseau. Beowulf demande des informations qui pourraient l'aider à comprendre la source de la perturbation. Après beaucoup de paperasserie politique, il obtient enfin les informations dont il a besoin et commence à méditer sur les récents événements bizarres. Lui et Carlos sont perplexes quant à la source de la perturbation et à la disparition du moteur hyperdrive. Après avoir contacté un astronome du nom de Dr. Forward, ils sont invités à sa station pour attendre un ferry vers la terre. Après de longues délibérations, Carlos et Beowulf décident d'aller à la station avancée, même si la source de la perturbation se trouve près de la "station avancée". Une fois sur la station avancée, ils apprennent l'existence du nouvel engin du Dr Forward : le Grabber. C'est un énorme engin à bras et seau qui peut manipuler des masses ultra denses pour produire des ondes gravitationnelles. Ils sont finalement assommés par le Dr Forward après avoir réalisé qu'il est le méchant. Le Dr Forward avait pris un trou noir quantique et utilisé le Grabber pour y introduire une sphère de neutronium. Il a créé un trou noir avec une charge énorme, mais pourrait être déplacé d'un endroit à l'autre en raison de son ultra-densité et de son bras Grabber. Ils sont finalement engagés dans une lutte avec le Dr Forward, et le trou noir finit par se détacher. Le trou noir commence à briser la station et la station avancée commence à se désintégrer. Carlos et Beowulf sont attachés à un pilier et sont sauvés de la chute. Le Dr Forward, dans un dernier effort, piège le trou noir avec le Grabber mais tombe juste avant qu'il ne soit complètement piégé. Par une certaine tournure des événements, le trajet que Beowulf et Carlos attendaient se présente juste à temps et ils sont sauvés sur terre. Alors qu'ils s'échappent, ils voient la station avancée et son astéroïde consumés dans une grande explosion de lumière.

Un professeur de physique nommé Eva accède à un laboratoire avec l'aide de son ancien amant, Steven, afin de rechercher le dernier projet de Filadyne Corporation. Elle se rend compte que le chef de Filadyne, Thomas Abernathy, envisage de créer un trou noir de taille microscopique à l'aide d'un accélérateur de particules dans l'espoir de créer une nouvelle source d'énergie. Malheureusement, il a déjà essayé cela, au Luxembourg, et a fini par tuer beaucoup de gens, dont le père d'Eva. Elle se rend compte qu'Abernathy a commis une erreur mathématique et que le trou noir créé sera instable et qu'il « aspire » la Terre ou tombe au cœur puis explose. Incapable de convaincre Abernathy de son oubli, elle convainc Steven et un autre ami, Lazarus, d'aider à arrêter Abernathy en sabotant son expérience, mais ce qui commence comme un film de science-fiction se transforme rapidement en un film d'horreur alors que des gens, à commencer par Lazare, sont tués par Filadyne s'associe afin de ne pas les gêner. En fin de compte, Eva et Steven se retrouvent piégés dans le laboratoire alors qu'ils tentent d'arrêter l'expérience, et le trou noir microscopique est créé. Le trou noir grossit rapidement, "dévorant" tout dans la salle de laboratoire, y compris quelques scientifiques, et l'ensemble de l'installation commence à s'effondrer car il est "aspiré" par le trou noir. Eva et Steven s'en sortent vivants à la fin, mais je crois qu'Abernathy et à peu près tout le monde est soit "dévoré" soit tué dans l'explosion, qui efface un grand rayon autour de l'installation.

Quatre officiers &ndashPicard, Data, Troi et La Forge &ndash découvrent la catastrophe pendant qu'elle se déroule, pour ainsi dire. L'Enterprise est en train de secourir le vaisseau Romulien désactivé, et les deux vaisseaux sont pris au milieu d'une énorme distorsion temporelle, à l'intérieur de laquelle le temps est ralenti jusqu'à un arrêt indiscernable. Les officiers sont capables de reprendre le temps normalement, mais non sans entraîner la destruction de l'Enterprise.

Les téléspectateurs peuvent en fait voir l'Enterprise exploser sous les yeux de Picard. Il le gère avec un sang-froid remarquable. Il est plutôt surpris, cependant, lorsque l'explosion s'inverse soudainement.

La solution de l'équipage, c'est de faire reculer le temps, pas d'avancer. Ils peuvent alors intervenir et empêcher l'incident de se produire. L'un des extraterrestres temporels intervient et bâcle tout le plan, mais comme d'habitude Picard connaît une crise de génie créatif et tout va bien. Ce n'est pas le seul épisode à dire que les Romuliens utilisent des singularités quantiques artificielles pour le pouvoir. Cependant, il n'est jamais dit comment ils créent une singularité artificielle, ce qu'EST une singularité artificielle, comment ils exploitent son pouvoir, ou comment ils géreraient les conséquences désastreuses de contenir une singularité quantique à l'intérieur de leur vaisseau. S'il s'agissait d'une singularité quantique, la même que dans un trou noir, j'imagine que les Romuliens utiliseraient une telle chose comme une arme, mais la possibilité n'est jamais mentionnée.

Aahhhhhh. Quand apprendrons-nous enfin à voir les Globetrotters non seulement comme une bande de tricheurs qui jouent les mêmes abrutis à chaque match, mais comme ils sont vraiment : une proie facile pour les sitcoms de dessins animés ?

Wikipédia : Tesseract déclare :
"Dans [A Wrinkle in Time, L'Engle] utilise le tesseract comme un portail, une porte par laquelle on peut passer et sortir loin du point de départ, comme si les deux points éloignés étaient réunis à une même intersection (au porte tesseract) par le repliement de l'espace-temps, permettant un transport quasi-instantané (bien que cette description corresponde plus à un trou de ver)."

Acorna est une fille extraterrestre avec des capacités spéciales, qui est bloquée sur terre et a du mal à trouver son peuple. Plus tard dans la série, elle a retrouvé son peuple mais doit les sauver d'une autre race extraterrestre déterminée à les détruire. Tout au long de la série, Acorna et ses amis utilisent des trous de ver pour voyager rapidement et pour raccourcir la galaxie. Bien que cette utilisation de trous de ver ne fasse pas partie intégrante de l'intrigue, elle aide tout de même à faire avancer l'histoire du livre. Le trou de ver et les voyages dans l'espace sont plus importants dans Acorna's People, Acorna's Quest et Acorna's World que dans les autres livres d'Acorna. Comme la dilatation du temps n'existe pas dans les livres Acorna, la note la plus élevée que je puisse leur donner serait de 2 étoiles sur 5.

Signal to Noise est un livre sur la technologie, les affaires, le complot et la trahison. Le personnage principal "Jack" trouve un signal dans le bruit de fond de l'univers et le ramène à un "être" nommé Wheeler. Ils commencent leur activité par un simple métier.Après quelques échanges, Jack se retrouve avec un objet qui lui permet de parcourir de grandes distances en un clin d'œil. Il s'avère que ce dispositif de téléportation utilise la puissance de rotation des corps célestes pour le transporter.

Signal to Noise est le premier tome de la série. Dans le deuxième livre, A Signal Shattered, Jack visite le trou noir au centre de notre galaxie, et il utilise une partie de son pouvoir pour faire des copies de lui-même et les envoyer à travers la galaxie. Je vous suggère d'aller lire le livre pour savoir pourquoi il fait cela et ce qui se passe.

Dans l'épisode pilote de Heroes, "Genesis", l'un des personnages, Hiro, découvre qu'il a la capacité de se téléporter. À la fin de cet épisode, nous voyons Hiro dans une rame de métro au Japon. Alors que Hiro ferme les yeux et commence sa téléportation du Japon à New York, nous voyons l'horloge numérique derrière lui dans le train accélérer extrêmement rapidement dans le temps. Cependant, du point de vue de Hiro, le temps continue normalement. Peu de temps après, nous voyons Hiro apparaître à New York.

Dans le deuxième épisode, "Don't Look Back", Hiro est victime d'une erreur d'identité après avoir été retrouvé par la police sur une scène de crime. Pendant sa garde à vue, Hiro explique à un officier qu'il est capable de manipuler le continuum espace-temps. Afin d'essayer de s'absoudre, Hiro appelle son ami au Japon qui, selon lui, peut attester à la police qu'il était au Japon il y a tout juste un jour. Son ami, au grand désarroi de Hiro, informe le policier qu'il recherche Hiro depuis plus de trois semaines. Cette scène révèle qu'une dilatation du temps se produit lorsque Hiro se téléporte.

Heroes, bien que seulement deux épisodes dans son existence, s'est déjà avéré être un spectacle divertissant et intrigant rempli de personnages intéressants et d'un mystérieux méchant tueur en série. Jusqu'à présent, les épisodes ont conduit les téléspectateurs à déduire que tous les personnages possédant des super pouvoirs sont interconnectés, même si nous devons encore nous demander quel peut être ce lien.

J'ai trouvé cet épisode l'un des meilleurs Futuramas. Le paradoxe du film Titanic a duré tout au long de l'épisode et était assez drôle. Peu de détails scientifiques ont été mentionnés sur le trou noir, mais les téléspectateurs n'ont pas vu le navire se figer à l'horizon, il a simplement disparu. De plus, l'équipage a pu s'échapper juste avant que l'extrémité du navire n'atteigne l'horizon, et il est douteux que la capsule de sauvetage puisse se déplacer à la vitesse de la lumière.

Le film Deja Vu parle d'un agent de l'ATF, Doug Carlin, qui enquête sur un crime impliquant un ferry qui a explosé par un terroriste. Carlin est invité à rejoindre un groupe de membres "d'élite" pour tenter de trouver le terroriste et trouver le tueur d'une femme liée au crime. Il se trouve que le groupe d'élite possède un générateur de trous de ver qui regarde le monde 4 jours et 6 heures auparavant. Carlin entre dans le trou de ver et sauve la situation. Le film fait peu de tentatives d'exactitude scientifique. Une caractéristique quelque peu réaliste est que lorsque Carlin traverse le trou de ver, il apparaît "mort" à son arrivée et doit être réanimé. La mort est en effet une caractéristique des trous noirs réalistes.

La mission de l'exploitation minière, et donc du médecin, est de découvrir exactement comment cela est possible et de se renseigner sur la nature d'une telle civilisation qui pourrait contrôler de telles forces. Alors que l'exploitation minière se poursuit et que l'histoire se déroule, une catastrophe survient. Un ancien prisonnier extraterrestre est réveillé au fond des mines et commence à manipuler l'équipage par télépathie. Cette créature s'identifie comme le Satan ou le diable de toutes les religions à travers l'histoire de l'époque, et il est révélé qu'après une longue guerre, il a été emprisonné sur la planète pour assurer la sécurité de l'univers. Pour faire face à cet ennemi, le Docteur doit utiliser toute sa ruse et son génie pour empêcher cette bête de s'échapper et de mettre l'univers en péril. Bientôt, le Docteur se rend compte que la planète est placée près du trou noir pour une raison, de sorte qu'elle dévorera automatiquement la planète (et tous ceux qui s'y trouvent) si le prisonnier est libéré.

Il manque dans les souvenirs de l'équipage une rencontre avec une race d'extraterrestres xénophobes dont le territoire a été envahi par inadvertance par l'Enterprise. Le capitaine Picard demande à Data combien de temps l'équipage est resté inconscient, et Data répond 30 secondes. Lorsque l'équipage commence à remarquer des écarts avec cette courte durée, Data accuse le vortex d'en être la cause. Mais les divergences continuent de s'accumuler, et Picard et les autres deviennent convaincus que Data ment. Finalement, Picard insiste sur une raison pour les mensonges de Data, et il est stupéfait d'apprendre que c'est lui qui a donné à Data l'ordre de dissimuler la vraie nature des événements.

En fin de compte, Picard et son équipage apprennent ce qui s'est réellement passé, et Picard est alors contraint de négocier sur place avec la race extraterrestre. Dans la forme classique de Star Trek, Picard empêche une guerre, les données restent énigmatiques et l'équipage a recours à des calculs complexes pour expliquer les écarts apparents de dilatation temporelle.

Donnie Darko, le protagoniste, est un adolescent troublé et schizophrène qui s'endort dans des situations très étranges. Lors d'une promenade nocturne, Donnie rencontre Frank le lapin géant, qui informe Donnie qu'il reste 28 jours avant la fin du monde. Frank parle aussi à Donnie du voyage dans le temps. Alors que Donnie est absent, un mystérieux moteur à réaction tombe sur la maison des Darkos. Donnie rencontre de durs conflits au cours de son voyage pour comprendre Frank et surmonter ses problèmes. Enfin, le jour où le monde va se terminer, le ciel se divise en deux, et là-dessus se trouve un trou de ver. Donnie conduit sa voiture dans le trou de ver et est transporté au moment où le moteur à réaction s'écrase dans sa maison, le tuant et sauvant ainsi sa petite amie Gretchen de son destin.

Donnie Darko, le protagoniste, est un adolescent troublé et schizophrène qui s'endort dans des situations très étranges. Lors d'une promenade nocturne, Donnie rencontre Frank le lapin géant, qui informe Donnie qu'il reste 28 jours avant la fin du monde. Frank parle aussi à Donnie du voyage dans le temps. Alors que Donnie est absent, un mystérieux moteur à réaction tombe sur la maison des Darkos. Donnie rencontre de durs conflits au cours de son voyage pour comprendre Frank et surmonter ses problèmes. Enfin, le jour où le monde va se terminer, le ciel se divise en deux, et là-dessus se trouve un trou de ver. Donnie conduit sa voiture dans le trou de ver et est transporté au moment où le moteur à réaction s'écrase dans sa maison, le tuant et sauvant ainsi sa petite amie Gretchen de son destin.

Alors maintenant, pour présenter les personnages principaux. Coop est le pilote de MEGAS. Même avec ses modifications, il n'est pas complètement conscient de toutes les capacités de MEGAS. La personne qui connaît toutes les fonctions de MEGAS est Kiva, le créateur de MEGAS. La tête rouge intelligente du futur a construit la machine mais ne sait pas comment la conduire. Ensuite, il y a Jamie, le bon ami et copilote de Coop. Jamie est le coup de pied typique. Ces trois-là voyagent, s'entraînent sur MEGAS et attirent l'attention d'amis et d'ennemis galactiques.

Cette série animée est pleine d'aventures et de conflits, ainsi que des amitiés durables nouées entre John Blackstar et ses compagnons. Même s'il s'agit d'une série animée pour enfants, cela pourrait nécessiter davantage de développement de personnage.

Bien que la série ait été créée aussi récemment que dans les années 1980, CBS a refusé que le personnage principal soit noir, affirmant que le public n'était pas prêt pour cela.


Remarques

La fraction massique de H a été considérée comme (10^<-5>) et les autres éléments ont été supposés avoir leurs fractions de masse solaire.

Bien que le processus de circularisation du flux de gaz dans les perturbations naines blanches soit affecté par des effets relativistes généraux contrairement à de nombreux TDE de séquence principale, voir la contribution de Bonnerot et al. dans ce Volume sur la formation du flux d'accrétion après perturbation.

L'intégrale de la fonction de Schechter peut être exprimée en termes de fonctions (Gamma ) incomplètes, (Gamma (p,a)=int _^x^e^<-x>, dx) .


Formation et évolution des pulsars radio binaires et millisecondes

Nous passons en revue les différentes manières dont les pulsars binaires, les pulsars millisecondes et les pulsars dans les amas globulaires ont pu se former. À cette fin, les processus de formation d'étoiles à neutrons dans des binaires en interaction et l'évolution ultérieure de tels systèmes sont discutés.

Dans la section 2, les propriétés observées des pulsars radio, aussi bien simples que binaires, sont brièvement passées en revue. La combinaison particulière du spin rapide et des champs magnétiques relativement faibles des pulsars binaires et millisecondes et la forte incidence de binaires parmi les pulsars millisecondes suggèrent fortement que beaucoup d'entre eux (sinon tous) sont de vieilles étoiles à neutrons qui ont été « recyclées » par l'accrétion. de masse et de moment angulaire d'une étoile compagne dans un binaire de transfert de masse. Les pulsars recyclés devraient représenter une phase d'évolution ultérieure de divers types observés de sources de rayons X binaires.

Dans la section 3, les propriétés observées des divers types de sources binaires de rayons X sont résumées et l'histoire de l'évolution des systèmes binaires proches conduisant à la formation de binaires X est passée en revue. Compte tenu de la pertinence pour l'évolution ultérieure des binaires de rayons X en pulsars binaires et millisecondes, nous discutons dans cette section également l'effet de divers types d'accrétion (à partir d'un vent stellaire et par débordement du lobe de Roche) sur l'évolution du spin d'accréter des étoiles à neutrons magnétisées. Par la suite, l'évolution ultérieure et les produits évolutifs finaux des binaires à rayons X sont discutés. Les binaires massifs à rayons X peuvent au final soit laisser (i) un pulsar binaire très proche composé de deux étoiles à neutrons (avec une orbite excentrique) ou une étoile à neutrons et une naine blanche massive avec une orbite circulaire, soit (ii) deux emballements pulsars, un nouveau-né et un recyclé, ou (iii) un seul pulsar recyclé à faible vitesse. Les binaires à rayons X de faible masse peuvent soit laisser des binaires relativement larges avec des orbites circulaires constituées d'une faible masse (0,2-0,4M) naine blanche et une étoile à neutrons recyclée, ou une seule étoile à neutrons recyclée qui a « évaporé » son étoile compagne, ou a éventuellement fusionné avec elle. Nous discutons également dans cette section de l'origine possible de la corrélation vitesse-champ magnétique observée dans des pulsars radio isolés. La corrélation peut être obtenue par une combinaison d'évolution binaire proche et l'apparition d'asymétries dans l'éjection de masse de supernova ou, alternativement, par une combinaison d'évolution binaire proche et l'évaporation de compagnons de faible masse aux jeunes pulsars.

La section 4 est consacrée aux processus spéciaux de formation et d'évolution des binaires d'étoiles à neutrons proches qui opèrent dans des amas d'étoiles globulaires. L'incidence élevée des pulsars (principalement des pulsars binaires et/ou millisecondes) dans les amas globulaires et l'origine de la fraction relativement importante (≳ 50 %) de pulsars uniques parmi eux sont discutées. Des discussions dans les sections 4 et 5, il est conclu que jusqu'à présent aucune preuve claire - ni la nécessité - de la formation d'étoiles à neutrons (pulsars millisecondes) par l'effondrement induit par accrétion de naines blanches dans des amas globulaires n'a été présentée, bien que ce mécanisme de formation ne peut être exclu. Pour la formation de binaires de rayons X de faible masse dans le disque galactique, ce mécanisme peut cependant apporter une contribution significative.

Dans la section 5, les propriétés statistiques des pulsars binaires et millisecondes dans les amas globulaires et dans le champ général sont discutées en relation avec l'évolution des champs magnétiques des étoiles à neutrons. Les conclusions suivantes sont tirées : 1.

(i) Il n'y a plus de preuve claire que les champs magnétiques des étoiles à neutrons isolées (radio-pulsars) se désintègrent.

(ii) Les étoiles à neutrons qui ont été recyclées par accrétion dans des binaires proches montrent des preuves claires de la désintégration du champ magnétique. Cette décroissance du champ peut être due soit (a) au processus d'accrétion lui-même, soit (b) à l'évolution du spin des étoiles à neutrons dans les binaires qui a affecté le champ magnétique transporté par l'intérieur liquide de l'étoile à neutrons.

(iii) Une fraction importante de tous les pulsars radio isolés observés (de l'ordre de plusieurs dizaines de pour cent) peut avoir été recyclée dans des binaires proches (principalement massifs). La présence de ce groupe dans la population générale des pulsars peut avoir donné l'impression que les champs magnétiques d'étoiles à neutrons uniques se désintègrent.

Dans la section 6, les conclusions des sections précédentes sont résumées et certains problèmes ouverts sont répertoriés.


Le vent solaire

1.2 Modèle de vent solaire Parker's

Apparemment inspiré par ces diverses observations et interprétations, E. Parker, en 1958, a formulé un modèle radicalement nouveau de la couronne solaire dans lequel l'atmosphère solaire s'étend continuellement vers l'extérieur. Avant les travaux de Parker, la plupart des théories de l'atmosphère solaire considéraient la couronne comme statique et liée gravitationnellement au Soleil, à l'exception des explosions sporadiques de matière dans l'espace aux moments de forte activité solaire. S. Chapman avait construit un modèle d'une couronne solaire statique dans laquelle le transport de chaleur était dominé par la conduction thermique des électrons. Pour une couronne de 10 6 K, Chapman a découvert que même une couronne solaire statique doit s'étendre loin dans l'espace. Parker s'est toutefois rendu compte qu'un modèle statique conduit à des pressions à de grandes distances du Soleil qui sont de sept à huit ordres de grandeur supérieures aux pressions estimées dans le plasma interstellaire. En raison de ce décalage de pression à de grandes distances héliocentriques, il a estimé que la couronne solaire ne pouvait pas être en équilibre hydrostatique et devait donc être en expansion. Son examen des équations hydrodynamiques (c'est-à-dire fluides) pour la masse, la quantité de mouvement et la conservation de l'énergie pour une couronne solaire chaude l'a conduit à des solutions uniques pour l'expansion coronale qui dépendaient de la température coronale près de la surface du Soleil. Le modèle de Parker a produit de faibles vitesses d'écoulement près du Soleil, des vitesses d'écoulement supersoniques loin du Soleil et des pressions extrêmement faibles à de grandes distances héliocentriques. Compte tenu du caractère fluide des solutions, Parker a appelé cette expansion coronale continue, supersonique, le vent solaire. La région de l'espace remplie par le vent solaire est maintenant connue sous le nom d'héliosphère.


Chapitre 1 (A) Cosmochimie et propriétés des composés d'éléments légers

Depuis le « Big Bang », les éléments de l'univers ont été formés par le processus appelé « nucléosynthèse ». Le point de départ est supposé être constitué d'un matériau primordial d'hydrogène mélangé à un dixième d'atomes d'hélium. L'hydrogène et l'hélium dans les galaxies pourraient s'effondrer sous l'effet de la gravité et la collision des atomes augmenterait la température au point de déclencher des réactions de fusion nucléaire. Celles-ci conduiraient à une plus grande conversion de l'hydrogène en hélium avec l'émission de lumière et de chaleur. Cela continue dans les étoiles de taille moyenne, comme le Soleil. Hormis l'hydrogène et la majeure partie de l'hélium, du lithium et du bore, qui ont été produits au stade haute température et haute densité se produisant pendant le Big Bang, les éléments restants ont été synthétisés par des réactions thermonucléaires au sein des étoiles. Dans les étoiles massives, les réactions de fusion nucléaire se déroulent beaucoup plus rapidement et l'hydrogène combustible est consommé en moins de cent millions d'années. A température plus élevée, la conversion de l'hélium a lieu pour former du carbone ou de l'oxygène. Tous les éléments présents dans la matière terrestre doivent provenir à un stade ultérieur de la nucléosynthèse dans les novae, les supernovae ou d'autres phénomènes cosmiques. Un tel processus était responsable de la génération d'éléments tels que le fluor, qui se forme principalement à la surface des étoiles naines blanches dans lesquelles la plus grande étoile compagne a perdu sa matière.