Kartazion

La toute première image d'un trou noir: POWEHI

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J avais assisté à une conference de JP Luminet l idée ou la modelisation qu on s en donnait etait très  proche donc de la réalité. Finalement cette image vient confirmer ce que l on savait déjà. Meme si j ai cru lire qu il y avait encore des adeptes qui refusaient de croire à leurs existences.

Edited by archange34

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Le rapport de masse est de 1 pour 400 entre le TN et la galaxie.

 

En revanche il n'est pas faux de dire qu'il y a des corrélations entre TN et caractéristiques du bulbe, j'ai lu aussi des choses a ce sujet. Cela ne veut pas dire que la galaxie dans son ensemble aurait une dynamique toute autre si le TN n'était pas la.

En outre M87 n'a pas de bulbe, c'est une elliptique.

 

D'ailleurs, si notre soleil était un TN (hypothèse d'école), le système solaire ne serait pas bouleversé. Je ne suis pas sur que Mercure soit assez proche pour voir son orbite modifiée.

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il y a 8 minutes, Kartazion a dit :

Mais alors pourquoi, comme dis plus haut, la masse du trou noir est quand même proportionnelle à la masse du bulbe ou du composant sphéroïde d'étoiles, ce qui peut donner naissance à des galaxies elliptiques ou spirales suivant la masse du TN ?

 

Je ne sais pas il y a surement d'autres mécanismes à l'étude que l'influence gravitationelle. Si tu as la référence de l'article que tu as lu ...

 

il y a 6 minutes, archange34 a dit :

J avais assisté à une conference de JP Luminet l idée ou la modelisation qu on s en donnait etait très  proche donc de la réalité. Finalement cette image vient confirmer ce que l on savait déjà. Meme si j ai cru lire qu il y avait encore des adeptes qui refusaient de croire à leurs existences.

 

A relire aussi un article de JP Luminet sur l'aspect visuel des TN écrit en 1978 dans le journal "Astronomy & Astrophysics"  !

 

http://adsabs.harvard.edu/full/1979A%26A....75..228L

 

image.png.566881ee1612a152276f98bb6be26fc4.png

 

 

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D'ailleurs, à ma connaissance, on ne sait pas qui de la poule (galaxie) ou l'œuf (le TN) était là en 1er. C'est encore sujet à débat entre astronomes.

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il y a 28 minutes, jgricourt a dit :

 

Je ne sais pas il y a surement d'autres mécanismes à l'étude que l'influence gravitationelle. Si tu as la référence de l'article que tu as lu …

 

 

Les résultats montrent maintenant une relation étroite entre la masse du trou noir et les étoiles qui composent une galaxie elliptique ou les étoiles à renflement central d'une galaxie spirale. Mais étonnamment, une corrélation encore plus étroite est trouvée --> https://www.spacetelescope.org/images/opo0022b/

 

ou arxiv https://arxiv.org/abs/0908.2028

 

opo0022b.jpg

 

Edited by Kartazion

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La dispersion des étoiles au centre a  été modélisée grace à la relation M-sigma proposée par l'IAP https://en.wikipedia.org/wiki/M–sigma_relation la mesure de cette dispersion est relativement aisée alors on peut en déduire la masse du TN qui pourrait en être l'origine ceci dit celà reste théorique car on n'observe pas encore ces TN. 

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Une petite animation pour ceux qui ne saisissent pas l'exploit observationnel réalisé

Le TN a beau être monstrueux (son horizon fait deux fois notre syst. solaire) il est situé à 53 millions d'a.l

Vous avez tous vu des photos de Hubble : zoomez sur un pixel et plongez dedans :

 

 

 

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Merci pour cette mini-video extrêmement pédagogique !

Maintenant, j'ai envie de savoir combien de pixels de la caméra WFC3 sont couverts par l'image de M87... ça doit en faire un paquet !

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Il y a 2 heures, Ygogo a dit :

Merci pour cette mini-video extrêmement pédagogique !

Maintenant, j'ai envie de savoir combien de pixels de la caméra WFC3 sont couverts par l'image de M87... ça doit en faire un paquet !

 

J'ai trouvé par exemple une image à 1,545,785,280 pixels avec la Wide Field Camera 3 de Hubble Space Telescope. Je crois qu'on pourrait faire le calcul.

 

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Merci pour l'info ! C'est impressionnant ! :p

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Cette caméra (WFC3) est sensible de 200 à 1000 nm donc une excellente couverture du spectre visible, son échantillonnage est de l'ordre de 0.04 arcsec pour 1 pixel. La résolution acquise du TN de M87 est inférieure à 50 micro arcsec donc dans 1 pixel de la WFC3 on pourrait y loger 800 TN.

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:b: époustouflant !

 

et c'est encore mieux dans l'autre sens : dans le TN, on pourrait engloutir beaucoup beaucoup beaucoup de télescopes ! :be:

 

:jesors:

 

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Et dire qu'ils y en a certains qui se plaignent que la photo est trop floue... :rolleyes:

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Ce que j'aimerai bien savoir c'est ce que nous apprend réellement cette image et le programme qui en est l'origine. Hormis l'aspect techno et historique, sur le plan purement scientifique, quelles découvertes peuvent en découler?

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L'image nous apprend au moins deux choses : d'abord, que les trous noirs existent réellement. Jusqu'à la semaine dernière, ce n'était qu'une déduction théorique.

Ensuite, l'image fournie colle parfaitement aux simulations tirées des équations de la relativité générale.

 

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Que les trous noirs existent cela ne faisait plus de doute lorsque on a calculé les orbites des étoiles gravitant autour d'eux.

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Il y a 7 heures, Pyrene a dit :

L'image nous apprend au moins deux choses : d'abord, que les trous noirs existent réellement. Jusqu'à la semaine dernière, ce n'était qu'une déduction théorique.

Ensuite, l'image fournie colle parfaitement aux simulations tirées des équations de la relativité générale.

 

Oui, on peut même dire que beaucoup de scientifiques sont déçus : pas de surprise, donc pas de révolution en vue...

Un peu comme pour les physiciens avec la découverte du Boson de Higgs au LHC !

 

Pour ceux qui cherchent un bon article en français qui résume toute l'affaire :

http://www.ca-se-passe-la-haut.fr/2019/04/image-historique-du-trou-noir-de-m87.html

Edited by jackbauer
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il y a 53 minutes, jgricourt a dit :

Que les trous noirs existent cela ne faisait plus de doute lorsque on a calculé les orbites des étoiles gravitant autour d'eux.

 hola pas si vite ! pas si vite !

Les observations de M87* permettent de mettre pas mal de théories alternatives aux TN à la poubelle, mais il existe encore des objets théoriques, issus de l'imagination d'astrophysiciens pour qui l'idée d'une singularité est une hérésie, et qui tiennent encore (un petit peu) la route : les gravastars, les étoiles à bosons (!)...

Un futur papier de l'équipe de l'EHT doit traiter de ces bestioles et comparer leur propriétés supposées avec les données recueillies par la manip

 

Il en est déjà question dans leur papier n°5 :

https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/ab0f43/meta

 

First M87 Event Horizon Telescope Results.
 V. Physical Origin of the Asymmetric Ring

 

7.4. Alternatives to Kerr Black Holes
Although our working hypothesis has been that M87 contains a Kerr black hole, it is interesting to consider whether or not the data is also consistent with alternative models for the central object. These alternatives can be grouped into three main categories: (i) black holes within general relativity that include additional fields; (ii) black hole solutions from alternative theories of gravity or incorporating quantum effects; (iii) black hole "mimickers," i.e., compact objects, both within general relativity or in alternative theories, whose properties could be fine-tuned to resemble those of black holes.
The first category includes, for example, black holes in Einstein–Maxwell–dilaton-axion gravity (e.g., García et al. 1995; Mizuno et al. 2018), black holes with electromagnetic or Newman–Unti-Tamburino (NUT) charges (e.g., Grenzebach et al. 2014), regular black holes in nonlinear electrodynamics (e.g., Abdujabbarov et al. 2016), black hole metrics affected by a cosmological constant (e.g., Dymnikova 1992) or a dark matter halo (e.g., Hou et al. 2018), and black holes with scalar wigs (e.g., Barranco et al. 2017) or hair (e.g., Herdeiro & Radu 2014). While the shadows of this class of compact objects are expected to be similar to Kerr and therefore cannot be ruled out immediately by current observations (Mizuno et al. 2018), the most extreme examples of black holes surrounded by massive scalar field configurations should produce additional lobes in the shadow or disconnected dark regions (Cunha et al. 2015). As these features are not found in the EHT2017 image, these alternatives are not viable models for M87.
The second category comprises black hole solutions with classical modifications to general relativity, as well as effects coming from approaches to quantum gravity (see, e.g., Moffat 2015; Dastan et al. 2016; Younsi et al. 2016; Amir et al. 2018; Eiroa & Sendra 2018; Giddings & Psaltis 2018). These alternatives have shadows that are qualitatively very similar to those of Kerr black holes and are not distinguishable with present EHT capabilities. However, higher-frequency observations, together with the degree of polarization of the emitted radiation or the variability of the accretion flow, can be used to assess their viability.
Finally, the third category comprises compact objects such as spherically symmetric naked singularities (e.g., Joshi et al. 2014), superspinars (Kerr with , which are axisymmetric spacetime with naked singularities), and regular horizonless objects, either with or without a surface. Examples of regular surfaceless objects are: boson stars (Kaup 1968), traversable wormholes, and clumps of self-interacting dark matter (Saxton et al. 2016), while examples of black hole mimickers with a surface are gravastars (Mazur & Mottola 2004) and collapsed polymers (Brustein & Medved 2017), to cite only a few. Because the exotic genesis of these black hole mimickers is essentially unknown, their physical properties are essentially unconstrained, thus making the distinction from black holes rather challenging (see, however, Chirenti & Rezzolla 2007, 2016). Nevertheless, some conclusions can drawn already. For instance, the shadow of a superspinar is very different from that of a black hole (Bambi & Freese 2009), and the EHT2017 observations rule out any superspinar model for M87. Similarly, for certain parameter ranges, the shadows of spherically symmetric naked singularities have been found to consist of a filled disk with no dark region120 in the center (Shaikh et al. 2019); clearly, this class of models is ruled out. In the same vein, because the shadows of wormholes can exhibit large deviations from those of black holes (see, e.g., Bambi 2013; Nedkova et al. 2013; Shaikh 2018), a large portion of the corresponding space of parameters can be constrained with the present observations.
A comparison of EHT2017 data with the boson star model, as a representative horizonless and surfaceless black hole mimicker, and a gravastar model as a representative horizonless black hole mimicker, will be presented in Olivares et al. (2019a). Both models produce images with ring-like features similar to those observed by EHT2017, which are consistent with the results of Broderick & Narayan (2006), who also consider black hole alternatives with a surface. The boson star generically requires masses that are substantially different from that expected for M87 (H. Olivares et al. 2019b, in preparation), while the gravastar has accretion variability that is considerably different from that onto a black hole.
In summary, because each of the many exotic alternatives to Kerr black holes can span an enormous space of parameters that is only poorly constrained, the comparisons carried out here must be considered preliminary. Nevertheless, they show that the EHT2017 observations are not consistent with several of the alternatives to Kerr black holes, and that some of those models that produce similar images show rather different dynamics in the accretion flow and in its variability. Future observations and more detailed theoretical modeling, combined with multiwavelength campaigns and polarimetric measurements, will further constrain alternatives to Kerr black holes.

 

Edited by jackbauer
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Pour revenir sur la technique d'observation basique :
Comment passe -t-on  de données d'un radio télescope à une image ? et bien sûr de plusieurs radio télescopes à une image ?

Merci

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@jackbauerLorsque je parlais des orbites je voulais dire que lorsqu'on calcul la masse de l'objet quasi invisible et probablement très petit et autour duquel gravitent de nombreuses étoiles et qu'on se rend compte qu'il a une masse de plusieurs millions de masse solaire simplement en appliquant les lois de Kepler (niveau lycée) c'est là que je dis plus de doute possible quant à la nature de cet objet :) 

 

D'ailleurs pour Sgr A on connait précisement les éléments des orbites d'au moins 6 étoiles (S1, S2, S8, S12, S13, S14). 

 

image.png

 

Il y a 6 heures, jim a dit :

Comment passe -t-on  de données d'un radio télescope à une image ? et bien sûr de plusieurs radio télescopes à une image ?

 

Pour afficher une image visible à partir d'une image à priori en dehors du spectre visible il suffit d'attribuer arbitrairement des couleurs aux différentes longueurs d'onde :)*

 

Enfin pour reconstituer une image à partie des acquisitions de plusieurs instruments il faut faire de l'interférométrie. En raison de la différence de marche du front d'onde (un retard temporel) capté par les différents instruments il faut d'abord compenser ce retard puis en recombinant les images des franges d'interférence apparaissent . On estime que l'on a résolu l'objet visé lorsque les interférences s'effacent mais pour cela il faut que la distance entre les instruments soit la plus grande possible (resserrement des franges). Ça c'est la cas idéal car l'atmosphère va aussi occasionner des différences de marche propres qui produira du bruit sur l'image, il faut donc faire appel à des algorithmes de reconstruction très sophistiqués pour obtenir une image potable à la fin sans compter que la synchronisation parfaite des acquisitions est primordiale pour le succès de l'entreprise ! 

 

                                                image.png.a8b15dca1466ec1e01255482c9c23221.png                                     Résultat de recherche d'images pour "interferometrie longue base comboiner"

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Il y a 2 heures, jgricourt a dit :

(…) Pour afficher une image visible à partir d'une image à priori en dehors du spectre visible il suffit d'attribuer arbitrairement des couleurs aux différentes longueurs d'onde * (…)

 

Oui, mais il faut surtout mesurer l'intensité du flux de rayonnement reçu de secteurs très voisins de l'espace, chaque petit secteur correspondant à peu près à  un pixel de la future "image". Ensuite, on choisit un code couleur pour indiquer cette intensité pour chaque pixel.

 

C'est cette mesure d'intensité  qui est difficile à faire avec une bonne résolution, et c'est pour améliorer la résolution qu'on utilise l'interférométrie à longue base. 

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Merci Jgricourt, merci Ygogo :

 

- Donc pour un radio télescope, il faut enregistrer individuellement la mesure de flux  pour chaque point, bonjour la galère... , et naturellement il n'existe pas des caméras genre CCD qui sont sensibles au rayonnement 0.8mm à 1.3mm comme pour le cas de EHT M87 et Sgr A !... On enregistre l'information en numérique ou en analogique ?

 

- Bon pour l"interférométrie optique on a des lignes de retard afin de pouvoir "gérer" les franges d'interférences , mais en radio astronomie ça se passe comment quand on a plusieurs télescopes ?

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Bonjour

Tout est enregistré "en numérique", et ça fait quelques belles piles de disques durs…

Résultat de recherche d'images pour "event horizon disques"

 

Quand les antennes sont très proches, il est possible d'utiliser des liaisons directes entre elles et un système central.

 

Mais quand elles sont très éloignés (VLBI) il faut enregistrer simultanément, dans chaque observatoire, les signaux des radiotélescopes et des signaux horaires donnés par des horloges atomiques extrêmement précises. Ensuite, quand les enregistrements sont réunis, il faut faire un travail très laborieux de synchronisation pour pouvoir extraire quelque chose d'utilisable de la montagne de données brutes.

 

Si j'ai bien compris https://fr.wikipedia.org/wiki/Interférométrie_à_très_longue_base  le traitement consiste à superposer (par le calcul) les différents signaux en imposant à chacun un retard judicieusement calculé en fonction de la géométrie du réseau d'antennes, et à ajuster les paramètres jusqu'à ce que les interférences apparaissent.  Mais je ne suis pas sûr d'expliquer ça correctement :( et ça a l'air d'être des calculs assez "hard" :b:

 

 

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Si  je comprends bien :

- Dans le monde optique  la ligne de retard joue carrément sur la lumière et de ce fait la création des franges se fait dans le monde physique
- Dans le monde radioastronomique et en particulier en VLBI, on enregistre d'abord le signal, puis ensuite on reconstitue dans un corrélateur les franges dans le monde mathématiques en utilisant les séries de Fourrier...

 

On pourrait dire que dans la premier cas les miroirs et la ligne de retard font un corrélateur physique dans le second cas un corrélateur mathématique.

 

Mes questions  :

- Concernant le signal , est-ce qu' un effet équivalent à l'effet photo électrique existe en VLBI qui permettrait une sorte de cumul ou est-ce qu'on doit enregistrer uniquement le signal en temps réel comme on ferait pour une video ?

_ Au fait dans le monde optique est-il possible d'utiliser un corrélateur mathématique afin de créer l'équivalent d'un VLBI ?

- Quel est le type de capteurs qui est utilisé dans les radiotélescopes de EHT  ? car on est dans l'infrarouge lointain 0.8mm à 1.5mm et pas très loin du monde optique !

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Il y a 5 heures, jim a dit :

(…)  on est dans l'infrarouge lointain 0.8mm à 1.5mm et pas très loin du monde optique !

 

Pas trop de temps maintenant pour répondre aux questions / juste un détail qui a son importance : 0,8 à 1,5 millimètres c'est dans la gamme des ondes millimétriques, on est bien loin de l'infrarouge !

 

EDIT : j'ai été trop rapide tout à l'heure.

0,8 à 1,5 millimètres c'est dans une zone mal définie  du spectre, à la frontière (floue !) entre l'infrarouge "très très loin du visible" et les ondes millimétriques.

J'aurais dû dire : on est bien loin de l'infrarouge qui peut être détecté par les caméras CCD, et il n'y a pas d'effet comparable à l'effet photoélectrique ni de "cumul" envisageable avec les techniques actuelles.

Si j'ai bien compris, on utilise en radioastronomie différents types de détecteurs et de systèmes associés selon le type de mesures.

Les systèmes les plus sensibles ont des composants supraconducteurs, et certains télescopes sont équipés de matrices de détecteurs.

Voir p. 7 et p. 12 là : http://iram-institute.org/medias/uploads/Brochure IRAM Francais.pdf

Mais je ne m'avance pas plus pour ne pas dire de bêtises :(

Edited by Ygogo
compléments

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Sur la 1ère image les 8 antennes ou réseaux d'antennes qui ont collectées les données de 2017 pour créer cette 1ère image d'un TN

Sur la 2ème la répartition à la surface de la Terre pour constituer l'EHT ; On y voit aussi des observatoires supplémentaires qui vont s'ajouter à l'EHT

Nouvelle campagne en avril 2020 : c'est le mois de l'année où M87 est visible par l'ensemble des antennes de l'EHT ; Et il faudra aussi que la météo soit clémente au même moment partout… Comme ce fut le cas en 2017

 

 

b6.JPG

b7.jpg

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Il y a 6 heures, jim a dit :

un corrélateur mathématique.

 

Oui car mathématiquement on réalise une convolution de la source (les données informatisée de l'aquisition) avec la réponse impulsionnelle de l'instrument  image = signal  PSF

Mais c'est le théorème de Zernike Van Citter qui permet de correller les signaux de différentes sources, ce théorème est le fondement de la VLBI, je cherche encore un moyen simple de l'expliquer.

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Concernant les capteur  : https://astro.uni-bonn.de/~bertoldi/projects/mambo/
mais c'était en 2003 !!!

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