Les trous noirs et leurs effets

Les auteurs de ce dossier sont Mathieu, Nicolas et Mehdi, un grand merci à eux. Plus de détails sur les auteurs sont disponibles sur leur site: lien

Introduction

Au départ, les Trous Noirs étaient un exemple type du concept sorti tout droit d'équations mathématiques. Il n'a fallu pas moins de 50 ans pour que du statut de bizarrerie mathématique, le trou noir accède au rang d'objet physique. Depuis les années 60, les scientifiques se penchent sur cette bizarrerie cosmique. Ils fouillent l'univers à la recherche de ces étonnants phénomènes, ces objets qui désobéissent aux lois de la physique traditionnelle. Leur appellation "Trou Noir" fut proposée par le physicien américain John Wheeler en 1967. De nombreux physiciens, mathématiciens et autres scientifiques très connus (comme Einstein) se sont penchés sur ces ogres intersidéraux. Ils trouvèrent de nombreuses formules concernant ces derniers et découvrirent qu'ils ne répondaient pas aux lois de la physique classique.

Qu'est ce qu'un trou noir ?

Les trous noirs sont en quelque sorte les cadavres des immenses étoiles: ils se forment après l'éclatement de l'une d'elles possédant une masse au moins 6 fois supérieures à la masse solaire, éclatement donnant naissance à une super nova. Lors de cette explosion, cette étoile perd une quantité énorme de masse et se transforme en étoile à neutrons: c'est donc une boule de matières composée uniquement de neutrons et est donc extrêmement dense. Si ce "cadavre stellaire" à une masse supérieure à 3 fois celle de la masse solaire, il possède toutes les caractéristiques pour devenir un trou noir.

La vie d'une étoile:


Les trous noirs sont si massifs qu'ils absorbent tout, même la lumière. Comme nous, qui sommes attirés par la terre. Un trou noir n'est pas nécessairement grand, mais il attire tout. Personne ne peut voir un trou noir car comme son nom l'indique, ils sont noirs. En, effet, aucune lumière ne peut s'en échapper car la vitesse de libération de la lumière (vitesse nécessaire pour s'échapper d'un champ gravitationnel) n'est pas assez grande pour que celle-ci puisse s'échapper du champ gravitationnel des trous noir: leur densité est des milliards de fois supérieure à celle de tous les corps que nous connaissons. Tout ce qui entre dans un trou noir est énormément compacté. Par exemple, si la Terre entrait dans un trou noir, elle deviendrait grosse comme une bille de 2 cm de diamètre. Un trou noir pourrait avoir l'allure suivante dans l'espace.

La formation d'un trou noir décrite plus haut est le procédé naturel de création des trous noirs, mais, dans les faits, il serait possible d'en créer un en comprimant n'importe quelle masse au sein d'une sphère de rayon égal à 9/8 de son rayon de Schwarzschild qui est définit comme suit:

ou (1), Rs (Km) = 2,95 M (M¤)

Où G est la constante de gravitation universelle, M la masse du trou noir et c la vitesse de la lumière.



On l'appelle rayon de Schwarzschild en l'honneur du premier théoricien à étudier les trous noirs au début du siècle. La possibilité théorique de rencontrer des trous noirs de masse relativement petite amena les astrophysiciens à postuler l'existence de mini trous noirs de taille inférieure à celle d'un atome mais avec des masses de près d'un milliard de tonnes.

Représentation de l'aspect qu'un trou noir pourrait avoir dans l'espace:

Comment s'y prend-on pour detecter les trous noirs ?

Comme dit plus haut, la densité des trous noirs est telle qu'ils attirent tout, même la lumière qui pourtant, selon une théorie, n'a pas de masse. Ceci explique donc qu'ils ne sont pas visibles.

Les trous noirs peuvent être repérés grâce a l'attraction qu'ils exercent sur leur environnement: un corps qui a une trajectoire anormalement modifiée sans présence d'un autre corps susceptibles de modifier celle-ci peut donc laisser présager qu'un trou noir se situe aux alentours.

Une autre méthode qui permet de les repérer est la réception des rayons gamma et des photons X qui sont émis par le disque d'accrétion du dit trou noir, au moyen de télescopes hors atmosphère tel que Hubble. Beaucoup de missions ont eu lieues telles SIGMA en 1989 ou Compton-Observatory en 1991.

Une troisième méthode: le repérage de ces trous noirs à l'aide des super géantes bleues. En effet, ces étoiles portent ce nom car elles se situent à proximité d'un trou noir. Leurs couches externes sont absorbées par celui-ci. Seul la lumière bleue parvient à s'échapper de l'attraction du trou noir d'où la couleur bleue de ces étoiles.

Quatrième et dernière méthode: les étoiles doubles. Une étoile peut apparaître double car un trou noir qui se trouverait entre l'observateur et l'étoile détourne une partie de la lumière émise par l'astre pour créer une deuxième image dont l'intensité serait plus faible mais néanmoins identique.

L'effet de lentille gravitationnelle

Aux alentours d'un trou noir, tout est dévié: la lumière qui passe à proximité en est un exemple. Comme le montre la photo ci-dessous, la lumière qui passe à proximité d'un trou noir est soit aspirée par celui-ci (si elle passe trop près, donc sa vitesse de libération est trop faible), soit déviée de sa trajectoire initiale. C'est ce qu'on appelle l'effet de "lentille". Par exemple, si un trou noir venait à passer entre la Terre et une étoile, on pourrait voir une deuxième image de celle-ci malgré un étincellement plus faible. Les deux images de cette étoile représentent pourtant belle et bien le même astre.



Nous avons retrouvé une simulation sur ordinateur de ce phénomène. Sur la photo du haut, les lois de Newton ont été utilisées. Sur celle du bas, on y retrouve les lois d'Einstein.





Images de la simulations: en bas, la balle a été supprimé pour des raisons d'affichage.

Sur l'image concernant les lois de Newton, on voit que l'attraction gravitationnelle de la balle crée une petite colline d'eau. Sur celle concernant les lois de Newton, on constate que tout l'espace temps est déformé sous l'effet de l'attraction gravitationnelle de la balle noir. Les trous noirs sont encore définis de manières incertaines par les physiciens.

Caractéristiques d'un trou noir

Bien que le trou noir soit mystérieux, il ne possède pas une structure compliquée. Mais il possède certaines caractéristiques qu'il faut tout de même définir. Tout d'abord, trois paramètres physiques permettent de différencier un trou noir d'un autre: sa masse, le moment cinétique de son spin et sa charge. Les trous noirs ne peuvent pas posséder une charge non nulle, car la répulsion repousserait les particules chargés du même signe à l'extérieur et attirerait celles de signe opposé, ce qui aurait comme effet de neutraliser la charge. D'un autre côté, tous les trous noirs possèdent une masse propre, mais ils n'ont pas tous un moment cinétique. On définit les trous noirs non rotatifs de trous noirs de Schwarzschild et, ceux qui ont un spin sont appelés trous noirs de Kerr. Jusqu'ici, seuls les trous noirs non rotatifs étaient concernés parce qu'ils sont incroyablement plus simples que les trous noirs de Kerr. La principale raison de cette complexité, c'est que la courbure de l'espace aux alentours d'un tel objet ressemble à un tourbillon; tourbillon qui oblige toute particule se trouvant à l'intérieur d'un certain rayon critique à être en mouvement. L'espace-temps à proximité d'un de ces objets ressemble à la figure ci-dessous. Par la suite, nous ne parlerons que des trous noirs non rotatifs.

La sphère de photons (Photon sphere)

Elle est nommée ainsi parce que c'est la couche correspondant à l'orbite photonique. Elle est située à 1,5 Rs. Sur cette sphère, l'orbite des photons est néanmoins instable. Après quelques tours, deux "possibilités": soit ils plongent vers le trou noir, soit ils s'en échappent.

L'horizon (Event horizon)

L'horizon se trouve à 1 Rs et est caractérisé par une vitesse de libération égale à la vitesse de la lumière. C'est le point de non retour, tout ce qui traverse cette barrière est perdu à jamais: il rencontrera inévitablement la singularité.

La singularité

Le terme singularité signifie quelque chose de singulier, d'unique. C'est le point central du trou noir, où toute la masse du trou noir est concentrée. Elle mesurerait environ 10-35 m, mais aurait une masse énorme (au moins 3 Masses Solaire). Il existe plusieurs théories concernant l'intérieur d'un trou noir qui sont toutes différentes les unes des autres.

Que se passe t-il aux alentours d'un trou noir ?

Imaginons un équipage de terriens, à bord d'un vaisseau spatial qui voyagerait aux abords d'un trou noir. Nous allons décrire les différents phénomènes que ces derniers pourraient ressentir au fur et à mesure de leur approche de celui-ci.

L'approche

A une distance assez élevée, l'équipage ne ressentirais rien d'autre que l'effet normal de la gravite. Mais le vaisseau doit tout de même avoir un mouvement circulaire autour de ce trou noir pour rester à distance constante et ainsi pouvoir calculer la masse du trou noir. Ce trou noir n'est pas visible, seule l'est une concentration anormale de lumière formant un halo est visible (voir image ci-dessous). En calculant leur période de rotation et leur distance par rapport au trou noir (a l'aide de formule relative à l'effet de lentille), l'équipage peut alors découvrir la masse du dit trou noir. Ils peut décider d'entamer une lente descente vers les orbites inférieures. Ils doivent augmenter la vitesse de leur vaisseau, qu'ils calculeront à l'aide des calculs sur les lois de la gravitation fait par Newton. (Le trou noir pris en exemple pour cette démonstration a une masse solaire de 3000 Ms et un Rs de 8850 Km)

ou

Où v est la vitesse de rotation, G la constante gravitationnelle, M la masse du trou noir et r la distance radiale, k la distance radiale en Rs, c la vitesse de la lumière.

L'orbite rapprochée

Lorsque l'équipage arrive à une distance de 5 Rs du trou noir, l'équipage ressent ce qui est appelée une force de marée. A cette distance, l'équipage subit une différence gravitationnelle de 1 G entre la tête et les pieds. Bien que cela représente une sensation confortable, cela n'à aucun impact sur l'équipage (le corps humain peut subir une force de marée de 15 G sans se rompre; cette force serait atteinte a 2 Rs de ce trou noir). Plus ils se rapprocheront, plus la force ressentie sera grande. A une certaine distance, l'équipage sera en danger car cette force sera trop grande. Ils décident alors d'envoyer une sonde vers le trou noir.

La sonde

Cette sonde descend lentement, les humains la commandant prenant garde à ne pas la faire chuter directement dans le trou noir. Toutefois, lorsque elle est a une distance équivalent a 1.5 Rs du trou noir, sa vitesse doit égaler celle de la lumière pour conserver une orbite stable. Il reste deux choix a l'équipage: sacrifier la sonde ou la faire ressortir à l'aide d'un grand coup de moteur. Ils décident de la sacrifier au nom de la science. Plus elle approche du trou, plus la longueur d'one du laser avec lequel elle communique avec l'équipage est allongée. C'est l'effet Doppler gravitationnel relativiste qui fait son effet (voir glossaire). Rapidement, la sonde va dépasser l'horizon. Mais à ce moment, que va-t-il vraiment se passer ? En effet, le facteur de ralentissement du temps augmente à mesure que l'on se rapproche du trou noir, ce qui a pour effet de ralentir tous phénomènes physiques, et donc la sonde. Rendu à r=Rs, ce facteur de ralentissement est infini ce qui signifie donc que le temps est arrêté. Mais alors, combien de temps sera nécessaire à la sonde pour traverser cet horizon ? On peut trouver deux réponses, qui dépendent de la géométrie que l'on choisit. Si l'on choisit la géométrie de Schwarszchild (c'est-à-dire les lois d'Einstein, que l'on a vu appliqué sur la simulation ci-dessus), elle mettra un temps infini. Si l'on utilise une géométrie normale, le passage se fera instantanément. Mais de toute façon, on considère qu'une masse atteignant ou dépassant l'horizon fait partie intégrante du trou noir car il est impossible qu'elle en ressorte.

L'evaporation des trous noirs

De plus en plus d'astrophysiciens commencent à croire que les trous noirs seraient plutôt régis par la mécanique quantique, et non par la théorie de la relativité. Cette nature quantique permettrait au trou noir d'émettre de la lumière, ce qui est contraire à tout ce qui a été dit jusqu'à présent dans ce dossier. Et qui dit lumière dit énergie, ce qui est un synonyme de matière. Les trous noirs perdraient de la matière: ils s'évaporeraient. Mais ce phénomène est minime. On suppose que pour un trou noir de 30 Ms, sa luminosité serait de 10^-31 Watts et sa température de 2 X 10^-9 K. C'est une perte d'environ 10^-48 kg par secondes ! On peut négliger cet effet pour certains trous noirs mais pour les trous noirs primordiaux, pour lesquels l'effet est considérable. Ceux-ci peuvent finir, ultimement, par se désintégrer en une explosion spectaculaire.

L'interieur des trous noirs

L'une des plus grandes questions posée sur les trous noirs se rapporte a l'intérieur de ceux ci. En effet, de nombreux scientifiques ont tenté de définir ce que l'on trouve à l'intérieur de ces gouffres. Apres de longues recherches, les physiciens ont conclu que la solution la plus probable est l'existence d'une singularité (point central du trou noir, de très petite taille, ou toute la masse est concentrée). Mais on ne connaît pas sa structure. Toutefois, les physiciens pensent que c'est en quelque sorte un "malaxeur chaotique" qui serait capable de séparer toutes les particules! Cela donnerait donc lieu a une bouillie de matière intense qui serait gouvernée par des lois physique inconnues prenant part a une nouvelle théorie que l'on nomme "gravité quantique", un alliage entre la mécanique quantique et la théorie de la relativité. Mieux vaut ne pas savoir ce qui arriverait si un humain y entrait.

A l'ecoute des trous noirs

Les Trous Noirs sont si denses qu'ils font vibrer l'espace et le temps.
A Cascina, prés de Pise, en Italie, une petite centaine de physiciens, ingénieurs et techniciens italiens et français mettent la dernière main à Virgo, un instrument d'un tout nouveau genre. Il s'agit d'un détecteur de trous noirs. D'ici un an environ, ses deux immenses bras de 3 kilomètres chacun devraient commencer à vibrer au rythme du chant de ces monstres obscurs. Un tressaillement que les scientifiques attendent avec émotion, car il sera la preuve directe de l'existence des trous noirs, explique Patrice Hello, physicien à l'université d'Orsay et membre de la collaboration franco-italienne Virgo. Jusqu'ici, en effet, les astrophysiciens n'ont observé que des indices indirects de la présence des trous noirs dans l'Univers. Ils ont suivi le mouvement des étoiles et du gaz tourbillonnant autour d'eux, détecté le rayonnement de la matière s'échauffant au fur et à mesure qu'elle tombait à l'intérieur... Mais rien de direct. Or, pour être sur que derrière ces signes visibles se cachent bel et bien des trous noirs, il n'y a qu'un moyen: il faut parvenir à capter directement les vibrations que ces monstres produisent dans l'espace-temps. Ainsi, ce que cherchent les scientifiques de Virgo, c'est d'assister à l'effondrement d'une étoile massive en un trou noir ou, mieux, suivre la collision de deux trous noirs.

La preuve par les ondes gravitationnelles: quand deux trous noirs tournent très vite l'un par rapport à l'autre, juste avant de fusionner, ils déforment l'espace temps et émettent des ondes gravitationnelles. En parvenant au détecteur Virgo, ces deux ondes font vibrer ses deux grands bras orthogonaux: l'un se contracte pendant que l'autre s'allonge, et vice versa. Pour évaluer cette déformation, les physiciens envoient deux faisceaux laser dans les bras et mesurent alors leur temps de trajet.

Le but est de détecter le rayonnement gravitationnel émis par certaines sources cosmiques. La mise en évidence des ondes gravitationnelles permettrait de mieux tester la théorie de la relativité générale de A. Einstein et d'ouvrir une nouvelle fenêtre d'observation en astrophysique.

Le passage d'une onde gravitationnelle entraîne une déformation de l'espace temps visible par une variation apparente de longueur. La technique interférométrique choisie pour cette mesure est développée par l'expérience VIRGO à Cascina, près de Pise. L'interféromètre de Michelson à longue base est formé de deux bras de 3 Km de long. La source lumineuse éclairant l'interféromètre comporte un laser de puissance injecté par un laser stabilisé en fréquence. Le faisceau obtenu est filtré par une cavité Fabry-Perot de 140m. Le LAL est responsable de l'ensemble du contrôle commande de la source lumineuse.

Ensuite, les deux bras de l'interféromètre sont placés dans un vide meilleur que 10-8mb. Le LAL a la charge de la conception et du suivi en usine des modules de 12m. qui constituent l'ensemble des 6 Km du tube.

Le contrôle du système de pompage et le contrôle global en temps réel de l'interféromètre sont réalisés par des logiciels qui configurent l'architecture du système informatique en ligne.

Enfin, le LAL a pris en charge la recherche des sources impulsionnelles (du type Supernova) dans les données de VIRGO.

Le LAL est partie prenante du projet franco-italien VIRGO de recherche directe des ondes de gravitation, ce projet a été mis en route en 1993. L'expérience est installée à Cascina, près de Pise, en Italie. L'installation des deux bras devrait se terminer en 2002 et permettre le début de la période d'exploitation de VIRGO comme antenne gravitationnelle. La collaboration VIRGO rassemble une cinquantaine de physiciens, dont 8 du laboratoire du LAL, et une équipe technique de 28 femmes et hommes.

le rayonnement de Hawking

Il peut être intéressant d'étudier ce que l'on peut apercevoir d'un trou noir. Un trou noir est en lui-même totalement invisible, du fait qu'il absorbe toute la lumière qui passe dans son entourage.Il ne peut donc dégager aucune lueur. Mais Stephen Hawking a montré qu il était possible que tous ces trous noirs émettent un rayonnement direct !

D'après plusieurs principes, nous admettrons qu'une paire de particules (particule - antiparticule) peut apparaître à partir du vide à condition qu'elle s'annihile peu après. Près de l'horizon, une des deux particules peut pénétrer dans le trou noir. Sans partenaire avec qui s'annihiler, la particule restante acquiert une existence réelle. Ainsi le flux de ces particules résultantes équivaut à un rayonnement thermique dit Hawking. Cependant ce phénomène très faible ne permet pas de détecter un trou noir de manière sûre Cependant, Hawking a montré qu'il était en fait possible de capter du rayonnement qui en fait provient du trou noir. Ce raisonnement se base sur les fluctuations du vide quantique et le principe d'incertitude d'Heisenberg appliqué à l'énergie et au temps. En effet, ce principe autorise la violation de la conservation de l'énergie pendant un court instant. Une paire de particules peut donc apparaître à partir du vide à condition qu'elles s'annihilent peut après. Si ce phénomène se produit près de l'horizon d'un trou noir, une des deux particules peut pénétrer l'horizon sans l'autre. La première va alors être absorbé et pas l'autre. La paire ne s'annihilera donc jamais et la particule résultante va continuer son trajet et pouvoir être captée par un observateur. C'est ce qu'on appelle le rayonnement de Hawking. Cependant ce phénomène reste très faible et ne permet pas de détecter un trou noir de manière sûre.

Les Trous noirs sont des corps super massifs souvent issus de l'effondrement d'une étoile sur elle-même. Par des champs gravitationnels très puissants, ils s'alimentent en attirant tous les corps et la lumière. Cependant les trous noirs ne seraient pas éternels, ils pourraient mourir en s'évaporant selon la conjecture faite en 1974 par Stephen Hawking.

Ainsi il n'y aurait plus aujourd'hui de mini trous noirs dans l'univers. La recherche évolue à petit pas car l'étude des trous noirs reste très abstraite et encore proche de la théorie. Ceci implique des contradictions d'analyse entre les chercheurs du monde entier. Bien que de nombreuses recherches sont menées sur les trous noirs, ceux-ci restent encore bien mystérieux. En effet, il n'a jamais était possible d'en approcher et donc de vérifier les théories émises sur ceux ci. Mais leur existence est bien réelle d'après les nombreuses observation faites par les scientifiques.

Toutefois, de trop nombreuses inconnues existent au sujet des trous noirs, ce qui ne permet pas de les définir correctement et donc de les étudier. Les scientifiques savent à peine comment ils se forment, une partie de leurs effets sur l'environnement mais rien de plus: on ne sait pas ce qui se passe à l'intérieur et même très proche de ceux ci. Peut être que les lois du commun des mortels ne suffisent pas à les expliquer et qu'ils dépassent notre logique.

Annee-lumiere

Distance parcourue par la lumière en une année. La vitesse de la lumière étant de 300000 Km/s environ, une année-lumière est égale à 9500 milliards de kilomètres. Il arrive qu'on exprime les distances en 'mois lumière' ou 'jours lumière'.

Big Crunch

Effondrement ultime de l'Univers, si celui-ci se contracte, ce sera dans un futur très lointain.

Courbe geodesique

Ligne de plus court chemin entre deux points d'une surface.

Derniere orbite stable

Orbite au-delà de laquelle tout objet est aspiré par un trou noir.

Diagramme de Hertzsprung Russel

Représentation des populations stellaires sur un diagramme classe spectrale (c'est à dire la température superficielle de l'étoile et donc de sa couleur, en abscisse sur le diagramme) - magnitude absolue (la luminosité de l'étoile, en ordonnée). Voir

Disque d'accretion

Disque de matière visible spiralant vers un trou noir.

Effet doppler

Décalage du spectre électromagnétique sous l'effet de la vitesse d'éloignement (ou de rapprochement) de la source par rapport à l'observateur.
Si la source s'éloigne de l'observateur, la lumière est décalée vers le rouge (redshift), dans le cas contraire, vers le bleu.

Etoile

Objet composé essentiellement d'hydrogène et d'hélium gazeux agrégés sous l'effet de la gravitation. Au cours de ce processus, le centre devient suffisamment chaud pour que s'enclenche le processus de fusion d'hydrogène. Cette réaction libère des quantités énormes d'énergie et de lumière.

Etoile a neutrons (ou pulsars)

Etoile effondrée surtout constituée de neutrons. Les pulsars sont des étoiles à neutrons en rotation rapide.

Espace-temps

Selon la théorie de la relativité générale, l'espace-temps peut être décrit comme une sorte d'étoffe flexible, courbée par la présence de matière ou d'énergie, et tissée par les trajets de la lumière et des particules. Ces trajets sont nommés des courbes géodésiques.

Etoiles doubles (systeme binaire)

Système de deux étoiles en orbite l'une autour de l'autre.

Galaxie

Ensemble de centaines de milliards d'étoiles et de gaz dont la cohésion est assurée par l'attraction gravitationnelle. Les galaxies spirales, comme la Voie Lactée, sont caractérisées par leurs longs bras lumineux où se forment des étoiles. Les galaxies elliptiques ne contiennent pas de gaz et ne peuvent donc pas former de nouvelles étoiles. On appelle 'galaxies irrégulières' des galaxies dont la forme est mois claire. Celles-ci semblent avoir été nombreuses au début de l'Univers. On appelle des groupes massifs de galaxies individuelles liées par la gravitation des 'amas de galaxies'.

Geante rouge

Etoile âgée dont les couches externes se sont dilatées et refroidies. Lorsqu'une étoile a consommé tout l'hydrogène de son noyau, elle commence à brûler de l'hélium et devient plus grande. Cette expansion refroidit la surface de l'étoile et elle devient une géante rouge.

Gravite (ou champ gravitationnel)

Force d'attraction entre deux corps d'autant plus intense que les corps sont massifs et proches.

Horizon des evenements

"Bord " d'un trou noir ; surface imaginaire, située à une distance du centre égale au rayon de Schwarzschild, où la vitesse de libération atteint la vitesse de la lumière.

Lentille gravitationnelle

La gravité d'un amoncellement d'étoiles courbe les rayons de la lumière de la galaxie située derrière lui. Par conséquent, de multiples images de cette galaxie cachée sont étirées sous forme d'arcs tout autour de l'amoncellement ; c'est un simple effet de lentille.

Masse solaire

Masse du Soleil, unité de mesure des masses des corps astronomiques.

mecanique quantique

Branche de la physique qui traite des particules atomiques et de leurs relations entre elles.

Mirage gravitationnel

Distorsion - ou multiplication - d'une image par un fort champ gravitationnel.

Naine blanche

Noyau effondré d'une étoile ordinaire (du type Soleil) ayant perdu ses couches externes.

Neutron

Particule électriquement neutre, constituante du noyau des atomes.

Nuage Moleculaire

Vaste zone remplie d'hydrogène moléculaire qui s'étire sur des dizaines, voir des centaines d'années-lumière. Leur masse peut atteindre des millions de masses solaires. Ils sont le berceau des étoiles.

Photon

Unité d'énergie électromagnétique associée à une longueur d'onde donnée.

Pulsar

S source de rayonnement radioélectrique, lumineuse, X, ou gamma, dont les émissions sont très brèves et se reproduisent à intervalles extrêmement réguliers. Les pulsars sont vraisemblablement des étoiles à neutrons en rotation rapide.

Quark

Particule élémentaire du proton et du neutron. Il n'est pour l'instant qu'une entité hypothétique car n'a jamais été isolé en laboratoire.

Quasar

Objet céleste à l'apparence d'une étoile mais très décalé vers le rouge (car supposés très éloignés). Ce sont les objets les plus lumineux de l'espace. Leur gigantesque énergie viendrait d'un trou noir au centre composé d'un milliard de masses solaires.

Rayon de Schwarzchild

Rayon de l'horizon des évènements d'un trou noir.

Rayon gamma

Il s'agit de la plus énergétique particule de la lumière.

Russel

Décalage vers le rouge du spectre d'un objet dû à sa vitesse de fuite, par effet Doppler. Depuis les travaux de Hubble et la théorie du Big Bang, on sait que cette vitesse de fuite est une conséquence de l'expansion de l'univers, et est proportionnelle à l'éloignement de l'objet observé.

Relativite

Ensemble de théories qui établissent l'équivalence entre la masse et l'énergie; et qui fait dépendre la masse, la géométrie et le temps, de la vitesse (relative) de l'observateur ainsi que l'intensité du champ gravitationnel.

Singularite

Centre d'un trou noir ; point (ou anneau) de densité infinie n'occupant aucun espace.

Spaghettification

Etirement gravitationnel d'un objet tombant dans un trou noir.

Supernova

Explosion d'une étoile massive à la fin de sa vie. Etoile qui acquiert soudain un eclat considérablement plus élevé, puis faiblit graduellement. L'explosion d'une supernova se distingue de celle d'une nova par son ampleur bien plus importante: c'est l'étoile toute entière et non seulement son enveloppe, qui est affectée. Ce phénomène est caractéristique des étoiles à la fin de leur vie.

Trou Noir

En théorie, objet si massif que rien ne peut s'en échapper, ni matière, ni rayonnement. la famille des trous noirs comprendrait des corps minuscules, crées en même temps que l'univers lui-même, des objets correspondant à l'implosion de noyaux stellaires; et des trous noirs géants, situé au centre des galaxies et représentant plusieurs millions de masses solaires.

Unites de longueur en astronomie

•unité astronomique (ua): distance moyenne entre la Terre et le Soleil.
1 ua vaut environ 150 millions de kilomètres, soit 8 minutes lumière.
•année lumière: une année-lumière est égale à la distance parcourue par la lumière en une année, soit environ 9500 milliards de kilomètres.
•parsec: un parsec est égal à 3,26 années-lumière.
On utilise souvent le mégaparsec, noté Mpc, qui vaut un million de parsecs.

Vitesse de liberation

Vitesse que doit atteindre un corps pour échapper au champ gravitationnel d'une étoile ou d'une planète. Cette vitesse dépend aussi de sa masse ; plus le corps est léger, plus grande est sa vitesse de libération.