La masse signifie (presque) tout en astronomie

Cette petite région près du noyau de NGC 2014 affiche un mélange de globules de gaz en évaporation et de globules de Puck flottant librement, alors que la poussière se déplace des filaments chauds languissants au-dessus vers des nuages ​​​​plus denses et plus froids à mesure que de nouvelles étoiles se forment à l’intérieur ci-dessous. La combinaison de couleurs reflète une différence de température et de raies d’émission provenant de différentes signatures atomiques. Cette matière neutre reflète la lumière des étoiles, car cette lumière réfléchie est connue pour différer du fond cosmique des micro-ondes.

Ce composite tricolore montre le centre de la galaxie tel qu’imagé dans trois gammes de longueurs d’onde différentes par Spitzer de la NASA : prédécesseur du télescope spatial James Webb. Les molécules riches en carbone, connues sous le nom d’hydrocarbures aromatiques polycycliques, apparaissent en vert, tandis que les étoiles et la poussière chaude apparaissent également. La lueur dans laquelle se trouve notre trou noir supermassif peut également être identifiée. La présence de formiate d’éthyle a été trouvée dans le nuage de gaz de Sagittarius B2 : la même molécule qui donne aux framboises leur arôme distinctif.

Le deuxième plus grand trou noir vu de la Terre, celui au centre de la galaxie M87, est représenté ici en trois vues. En haut se trouve une optique de Hubble, en bas à gauche se trouve une radio de NRAO et en bas à droite se trouve une radiographie de Chandra. Ces différentes vues ont des résolutions différentes qui dépendent de la photosensibilité, de la longueur d’onde de la lumière utilisée et de la taille des miroirs du télescope utilisés pour les observer. Ce sont tous des exemples de rayonnement émis par les régions autour des trous noirs, ce qui indique que les trous noirs ne sont pas très noirs, après tout.

Ce gros plan de Messier 82, la galaxie du cigare, montre non seulement les étoiles et le gaz, mais aussi les vents surchauffés de la galaxie et la forme gonflée causée par ses interactions avec son voisin plus grand et plus massif : M81. Les observations à plusieurs longueurs d’onde de galaxies comme Messier 82 peuvent révéler la localisation et les quantités de matière normale, y compris les étoiles, le gaz, la poussière, le plasma, les trous noirs, etc.

Comme le révèle l’imagerie spectrale avec JWST, des produits chimiques tels que l’hydrogène atomique, l’hydrogène moléculaire et les composés d’hydrocarbures occupent différents emplacements dans l’espace au sein de la nébuleuse de la tarentule, affichant la diversité d’une seule région de formation d’étoiles. Les atomes, les ions et les molécules se trouvent dans tout l’univers.

La présence de molécules de carbone complexes dans les régions de formation d’étoiles est intéressante, mais non anthropique. Ici, le glycoaldéhyde, un exemple de sucre simple, est montré à un endroit qui correspond à l’endroit où il a été découvert dans un nuage de gaz interstellaire : il est actuellement décalé de la zone de formation plus rapide de nouvelles étoiles. Les particules interstellaires sont courantes, dont beaucoup sont des chaînes complexes et longues.

Vues visibles (à gauche) et infrarouges (à droite) d’une sphère bok riche en poussière, Barnard 68. La lumière infrarouge n’est pas autant bloquée, car les grains de poussière plus petits (jusqu’à environ un demi-micron) ont trop peu pour interagir avec les longues longueurs d’onde lumière. À des longueurs d’onde plus longues, une plus grande partie de l’univers peut être détectée au-delà de la poussière bloquant la lumière.

Vue schématique de l’étrange astéroïde en forme de cacahuète Itokawa. Itokawa est un exemple d’astéroïde en tas de décombres, mais les déterminations de sa densité ont révélé qu’il était probablement le résultat d’une fusion entre deux corps de compositions différentes. Il lui manque nécessairement la masse/gravité pour prendre une forme ronde.

Mimas, tel qu’il est photographié ici lors du survol le plus proche de Cassini en 2010, a un rayon de seulement 198 kilomètres, mais est assez clairement rond en raison de sa propre gravité. Étant principalement constitué de glace, il fait ce que les plus gros astéroïdes Vesta et Pallas ne peuvent pas : se transformer en une forme sphérique. Cependant, beaucoup se demandent s’il est vraiment en équilibre hydrostatique, car le grand cratère montré ici, Herschel, n’aurait peut-être pas persisté si le monde avait effectivement été façonné par l’auto-gravité.

Bien que la Terre et Vénus soient les deux plus grands corps rocheux du système solaire, Mars et Mercure, ainsi que plus de 100 des plus grandes lunes, astéroïdes et objets de la ceinture de Kuiper ont tous atteint un équilibre hydrostatique.

Les huit mondes les plus semblables à la Terre découverts par la mission Kepler de la NASA : la mission de recherche de planètes la plus étendue à ce jour. Toutes ces planètes orbitent autour d’étoiles plus petites et moins lumineuses que le Soleil, toutes ces planètes sont plus grandes que la Terre et beaucoup d’entre elles ont probablement des enveloppes de gaz volatiles. Bien que la littérature appelle certains d’entre eux « super-habitables », nous ne savons pas encore si l’un d’eux a ou non une vie, mais la frontière entre « rocheux » et « riche en gaz » est toujours à l’étude.

En termes de taille, les mondes des géantes gazeuses sont nettement plus grands que n’importe laquelle des planètes telluriques. Étonnamment peut-être, une planète avec un rayon de près de 30 % plus grand (et environ deux fois plus de masse) que la Terre est beaucoup plus susceptible d’avoir une grande enveloppe de gaz, ce qui place la plupart des « superplanètes » dans la même catégorie que Neptune, Uranus et Saturne : une monde riche Avec du gaz sans auto-pression interne.

Lorsque nous classons les exoplanètes connues par masse et rayon ensemble, les données indiquent qu’il n’y a que trois classes de planètes : terrestres/rocheuses, avec des enveloppes de gaz volatiles mais sans auto-pression, et volatiles et également auto-compressantes. pression. Tout ce qui se trouve au-dessus devient d’abord une naine brune puis une étoile. La taille des planètes culmine à une masse entre Saturne et Jupiter, bien qu’il y ait quelques super-Jupiters « gonflés », avec probablement une composition inhabituellement légère.

L’exoplanète Kepler-39b est l’une des plus grosses planètes connues, avec une masse 18 fois celle de Jupiter, la plaçant à la frontière entre planète et naine brune. Cependant, en termes de rayon, il n’est que 22% plus grand que Jupiter, car la fusion du deutérium ne modifie pas de manière significative la taille du corps auto-compact. Les objets pesant environ 80 fois la masse de Jupiter ont toujours à peu près la même taille.

Le système de classification spectrale (moderne) Morgan-Keenan, avec la plage de température de chaque classe d’étoiles indiquée ci-dessus, en Kelvin. Les étoiles de classe M commencent avec une masse d’environ 80 masses de Jupiter, tandis que les étoiles peuvent théoriquement atteindre des milliers, voire des dizaines de milliers de masses solaires. Les étoiles moins massives peuvent vivre plus de 100 billions d’années, tandis que les plus massives mourront dans moins de 1 à 2 millions d’années.

Lorsque notre Soleil manquera de carburant, il deviendra une géante rouge, suivie d’une nébuleuse planétaire avec une naine blanche au centre. La nébuleuse de l’œil de chat est un exemple visuellement époustouflant de ce destin potentiel, car la forme complexe, stratifiée et asymétrique de cette nébuleuse particulière suggère la présence d’un compagnon binaire. Au centre, une jeune naine blanche se réchauffe au fur et à mesure qu’elle se contracte, atteignant des températures supérieures de plusieurs dizaines de milliers de kelvins à celles de la géante rouge qui l’a engendrée. Les enveloppes extérieures de gaz se composent principalement d’hydrogène, qui est renvoyé dans le milieu interstellaire à la fin de la vie d’une étoile semblable au soleil.

Une combinaison de données de rayons X, optiques et infrarouges révèle le pulsar central au cœur de la nébuleuse du Crabe, y compris les vents et les écoulements que les pulsars caressent dans la matière environnante. La tache centrale blanc violacé est en fait le pulsar du crabe, qui lui-même tourne environ 30 fois par seconde. Le matériau montré ici mesure environ 5 années-lumière de diamètre et provient d’une supernova d’or il y a environ 1 000 ans, ce qui nous indique que la vitesse typique d’éjection est d’environ 1 500 km/s. La production d’énergie totale d’un événement comme celui-ci est d’environ 10 milliards de fois la production d’énergie actuelle du Soleil.

Ce graphique montre les tailles relatives des horizons des événements des deux trous noirs supermassifs en orbite l’un autour de l’autre dans le système OJ 287. Le plus grand, à 18 milliards de masses solaires, est 12 fois plus grand que l’orbite de Neptune. Le plus petit, à 150 millions de masses solaires, a à peu près la taille de l’orbite de l’astéroïde Cérès autour du Soleil. Le trou noir le plus lourd connu est plusieurs fois plus massif (et donc quelques fois plus grand en rayon) que le OJ 287 sous-jacent.