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Rencontrez la paire de trous noirs la plus massive jamais trouvée

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Les Paire de trous noirs supermassifs les plus proches dans NGC 7727, c’était juste récemment découvert.

Le galaxie NGC 7727 montre des bras spiraux étendus : probablement le résultat d’une récente grande fusion. La présence de deux trous noirs supermassifs au sein de cette galaxie peut être un précurseur de la plus grande fusion qui s’est produite dans notre région depuis un certain temps. (Crédit : ESO Team/VST ATLAS. Remerciements : Durham University/CASU/WFAU)

À seulement 89 millions d’années-lumière, les trous noirs de masse solaire de 154 000 000 et 6 300 000 ne sont distants que de 1 600 années-lumière.

Vue rapprochée (à gauche) et plus large (à droite) du noyau central de la galaxie voisine NGC 7727. À seulement 89 millions d’années-lumière, elle abrite la paire de trous noirs supermassifs la plus proche connue, avec une séparation de 1 600 années-lumière . Nous pensons que ces trous noirs devraient fusionner d’ici quelques centaines de millions d’années. (lui attribue: ESO / Voggel et al. ; Equipe ESO/VST ATLAS. Remerciements : Université de Durham / CASU / WFAU)

Nous avons également détecté des paires de « doubles quasars », avec chacun deux trous noirs supermassifs.

Les paires de quasars présentées ci-dessus, lorsqu’elles ont été examinées en détail par le télescope spatial Hubble, ont montré qu’il n’y avait pas un seul trou noir supermassif à leur cœur, mais plutôt deux trous noirs supermassifs distants d’environ 10 000 années-lumière. C’était peut-être courant dans l’univers primitif ; L’échelle de temps de fusion de ces trous noirs devrait être inférieure à un milliard d’années, selon les estimations des auteurs de l’étude. (De : NASA, ESA, H.Hwang et N. Zakamska (Université Johns Hopkins) et Y. Shen (Université de l’Illinois, Urbana-Champaign))

Approximativement 0,1% des jeunes quasars sont par exempleOn s’attend à ce qu’elle soit régulière, avec des intervalles typiques d’environ 10 000 années-lumière.

Le rendu de cet artiste montre la lumière brillante de deux quasars au cœur de deux galaxies dans le processus de fusion chaotique. Bien que la plupart des galaxies possèdent un seul trou noir supermassif, des binaires peuvent être présents dans une grande partie des galaxies, en particulier les jeunes galaxies primitives. (lui attribue: NASA, ESA et J. Olmsted (STScI))

Jusqu’en 2015, date à laquelle VFD 1302-102‘s identifiéSeul un double trou noir supermassif a été connu.

Cette simulation montre le rayonnement émis par le système binaire de trous noirs. Bien que nous ayons détecté de nombreuses paires de trous noirs grâce aux ondes gravitationnelles, ils sont tous limités aux trous noirs d’une masse d’environ 200 masses solaires ou moins. Les objets ultra-massifs restent insaisissables jusqu’à ce qu’un détecteur d’ondes gravitationnelles primaires plus long soit créé. (crédit : Goddard Space Flight Center de la NASA)

Cette JO 287, est toujours le binaire le plus massif, à 3,5 milliards d’années-lumière.

JO 287
Cette image montre les données radiographiques (émission) et radio (ambiantes) d’OJ 287. Ce quasar face à face lumineux n’est en fait pas alimenté par un seul trou, mais par deux trous noirs supermassifs. (lui attribue: A.P. Marscher & S.G. Jorstad, ApJ, 2011 ; NASA/Chandra et Very Large Array)

Observé pour la première fois en 1887, il brille d’une double éruption tous les 12 ans.

JO 287
Cette vue du ciel vers OJ 287 montre ce qui semble être un seul point lumineux indiscernable de l’étoile. Cependant, ce n’est pas une étoile, mais plutôt un objet BL Lacertae distant de 3,5 milliards d’années-lumière, qui est maintenant connu pour être une paire de trous noirs supermassifs, dont l’un des plus grands jamais connus. (lui attribue: Ramon Naves/Observatoire de Montcabrier)

Son principal trou noir est massif : 18,35 milliards de masses solaires.

Nous mesurons généralement les trous noirs dans les masses solaires, pour les trous noirs de masse stellaire, ou en millions de masses solaires, pour les trous supermassifs. Mais certains trous noirs, comme OJ 287, couvrent des milliards de masses solaires, ce qui en fait les objets uniques les plus massifs jamais créés. (lui attribue: NASA/JPL-Caltech)

L’horizon des événements est L’orbite de Neptune est 12 fois plus grande.

JO 287
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 la taille de l’orbite de Neptune. La plus petite masse, à 150 millions de masses solaires, équivaut à la taille de l’orbite de l’astéroïde Cérès autour du Soleil. (lui attribue: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (IPAC))

Il a également un trou noir associé de « seulement » 150 000 000 de masses solaires.

Lorsque plusieurs trous noirs apparaissent au même voisinage les uns des autres, ils vont interagir avec leur environnement par friction dynamique. Lorsque la matière est avalée ou expulsée, les trous noirs deviennent liés par la force de gravité. Si les trous noirs sont de masses inégales, un trou plus petit perdra plus d’énergie orbitale qu’un plus grand. (lui attribue: Mark Garlick/SPL)

Une double éruption périodique se produit lorsqu’un petit trou noir perce le plus grand disque d’accrétion.

JO 287
Cette animation montre un trou noir de faible masse perçant le disque d’accrétion généré autour d’un trou noir supermassif. Lorsque le plus petit trou noir traverse le disque, une lueur apparaît. (lui attribue: NASA/JPL-Caltech)

Avec une orbite de 12 ans, elle varie de 0,05 à 0,28 années-lumière du primaire.

JO 287
Les doubles pics de l’éruption visibles depuis OJ 287 correspondent à un trou noir plus petit perçant le plus grand disque d’accrétion. La lueur peut être complètement prédite en utilisant la relativité générale d’Einstein. (lui attribue: L. Dey et al., ApJ, 2018)

Le trou noir secondaire avance de 39 degrés à chaque orbite : une confirmation remarquable des prédictions de la relativité générale.

Cette illustration montre l’introduction à l’orbite d’une planète autour du Soleil. Une très petite quantité d’a priori est due à la relativité générale dans notre système solaire ; Mercure avance de 43 secondes d’arc en un siècle, la plus grande valeur de toutes nos planètes. Le trou noir secondaire OJ 287 avance de 39 degrés par orbite, ce qui est un effet énorme ! (lui attribue: WillowW/Wikimedia Commons)

Dans seulement 10 000 ans, ces géants devraient fusionner.

Simulation numérique d’ondes gravitationnelles émises par un trou et fusion entre deux trous noirs. Les lignes colorées autour de chaque trou noir représentent l’amplitude du rayonnement gravitationnel. Les lignes bleues représentent les orbites des trous noirs et les flèches vertes représentent leurs rouleaux. La physique de la fusion binaire des trous noirs est indépendante de la masse. (lui attribue: C. Haines/Centre de recherche Ames de la NASA)

Nous espérons que l’humanité regardera quand cela arrivera.

Lisa
Avec trois détecteurs également espacés connectés aux bras laser, des changements périodiques de leur distance de séparation peuvent révéler le passage d’ondes gravitationnelles de longueurs d’onde appropriées. LISA sera le premier détecteur de l’humanité capable de détecter les ondulations spatio-temporelles des trous noirs supermassifs. (lui attribue: NASA/JPL-Caltech/NASAEA/ESA/CXC/STScl/GSFCSVS/S.Barke (CC BY 4.0))

Mostly Mute Monday raconte une histoire astronomique avec des images, des visuels et pas plus de 200 mots. taciturne; souris plus.

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Un nouveau capteur qui ressemble à un nez artificiel peut sentir des composés organiques

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Un nouveau capteur qui ressemble à un nez artificiel peut sentir des composés organiques

La plupart d’entre nous portent un téléphone doté d’un microphone et d’une caméra capables de simuler nos sens de la vision et de l’ouïe. Ce que nos téléphones ne peuvent pas faire, et ce qu’aucun autre appareil ne peut faire, c’est imiter notre odorat. Mais maintenant, une équipe de chercheurs en Corée du Sud a développé un appareil électronique organique capable, au moins en partie, de détecter et d’identifier les molécules odorantes dans l’air (La science-fiction. Statut. 2024, identification numérique : 10.1126/sciadv.adl2882).

Les composants essentiels de ce capteur prothétique ressemblant à un nez sont en réalité trois protéines de récepteurs olfactifs humains différentes à partir desquelles ils ont été conçus et purifiés. Escherichia coli. Le capteur contient des groupes de ces trois récepteurs olfactifs liés à une fine couche de graphène. Les récepteurs sont ensuite connectés à des neurones artificiels qui forment un réseau neuronal. Lorsque des molécules d’odeur gazeuse se lient à ces récepteurs, elles s’activent et créent un signal électrique à travers la feuille de graphène qui est unique à cette odeur.

Le modèle d’activation qui en résulte est ce qui permet à l’appareil de « distinguer les odeurs ainsi que la concentration », dit-il. John Hak Oh, ingénieur en polymères à l’Université nationale de Séoul qui a dirigé l’équipe de recherche. Les capteurs commerciaux d’aujourd’hui ne peuvent détecter que la présence et la concentration de composés organiques dans l’air. La capacité du capteur OH à identifier un composé dans l’air en fait donc « une percée dans la détection chimique ».

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Jianguo MeiUn chimiste des polymères de l’Université Purdue qui n’a pas participé à la recherche est d’accord, qualifiant le travail de « grand pas vers l’objectif tant recherché de créer un nez électronique ».

Dans l’étude, Oh et son équipe ont formé le réseau neuronal de l’appareil en leur fournissant quatre acides gras à chaîne courte différents, allant de trois à six molécules de carbone. À partir de là, l’appareil peut distinguer ces quatre acides gras avec une précision de plus de 90 % et déterminer leur concentration dans l’échantillon d’air. « Malgré les structures chimiques [of the fatty acids] « Ils sont vraiment similaires et ce capteur peut faire la différence », explique Oh.

Ces acides gras ont été choisis parce que leur présence a été impliquée dans des maladies telles que le cancer de l’estomac. C’est pourquoi Oh dit qu’un capteur comme celui-ci pourrait éventuellement aider au diagnostic médical. Il imagine également placer des capteurs sur des drones pour surveiller le contenu des émissions de la fabrication industrielle.

À l’heure actuelle, l’appareil n’a pas été testé de manière approfondie sur autre chose que ces acides gras. Oh dit que la méthodologie de l’étude n’était qu’un « point de départ pour une preuve de concept ». Son équipe teste actuellement plus de 20 récepteurs différents pour créer des capteurs d’odeurs plus avancés, capables de détecter d’autres types de molécules.

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La mission Euclid révèle 1,5 billion d’étoiles orphelines dérivant dans l’espace

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La mission Euclid révèle 1,5 billion d’étoiles orphelines dérivant dans l’espace

L’image, prise par le satellite Euclide, montre l’amas de galaxies de Persée baigné d’une douce lumière bleue émanant d’étoiles orphelines. Ces étoiles orphelines sont dispersées dans tout l’amas, s’étendant jusqu’à 2 millions d’années-lumière de son centre. Les amas de galaxies se détachent sous forme de formes elliptiques lumineuses sur l’étendue sombre de l’espace. Source image : ESA/Euclid/Euclid Consortium/NASA, traitement d’image par M. Montes (IAC) et J.-C. Quelander (CEA Paris-Saclay)

Les premières images scientifiques d’Euclide ont révélé plus de 1,5 billion d’étoiles orphelines dans l’amas de Persée, mettant ainsi en lumière leurs origines et la structure de l’amas.

Plus de 1 500 milliards d’étoiles orphelines dispersées dans l’amas de Persée ont été révélées dans les premières images scientifiques de la mission spatiale Euclid.

Cette découverte a été menée par des astronomes de Université de Nottinghamoffre de nouveaux aperçus sur les origines de ces vagabonds célestes.

Situé à environ 240 millions d’années-lumière de la Terre, l’amas de Persée fait partie des structures les plus massives de l’univers, contenant des milliers de galaxies. Au sein de cette vaste étendue, le satellite Euclide a détecté de faibles lumières fantomatiques – des étoiles orphelines – dérivant parmi les galaxies de l’amas.

Une star orpheline surprend

Les étoiles se forment naturellement au sein des galaxies, donc l’existence d’étoiles orphelines en dehors de ces structures soulève des questions intéressantes sur leurs origines.

Le professeur Nina Hatch, qui dirigeait l’équipe du projet, a déclaré : « Nous avons été surpris de pouvoir voir si loin dans les régions extérieures de l’amas et de distinguer les couleurs précises de cette lumière. Cette lumière pourrait nous aider à cartographier la matière noire si nous comprenons. la source des étoiles à l’intérieur de l’amas. En étudiant leurs couleurs, leur luminosité et leur composition, nous avons découvert qu’elles provenaient de petites galaxies.

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Les étoiles orphelines se distinguent par leur couleur bleuâtre et leur disposition en amas. Sur la base de ces caractéristiques distinctives, les astronomes impliqués dans l’étude suggèrent que les étoiles se sont détachées des franges des galaxies, perturbant complètement les amas de galaxies plus petits, appelés nains.

Modèles orbitaux inattendus

Après s’être séparées de leurs galaxies mères, les étoiles orphelines devaient orbiter autour de la plus grande galaxie de l’amas. Cependant, cette étude a révélé un résultat surprenant : au lieu de cela, les étoiles orphelines tournaient autour d’un point situé entre les deux galaxies les plus brillantes de l’amas.

Le Dr Jesse Golden-Marks, un astronome de Nottingham impliqué dans l’étude, a commenté : « Cette nouvelle observation suggère que l’amas massif de Persée pourrait avoir récemment subi une fusion avec un autre amas de galaxies. Cette récente fusion aurait pu provoquer une perturbation gravitationnelle, provoquant la déviation des galaxies les plus massives ou des étoiles orphelines de leurs orbites attendues, conduisant au désalignement observé.

« Cette lumière diffuse est plus de 100 000 fois plus faible que le ciel nocturne le plus sombre de la Terre », a déclaré le Dr Matthias Kluge, premier auteur de l’étude, de l’Institut Max Planck de physique extraterrestre de Munich, en Allemagne. Mais ils sont répartis sur un volume si important que lorsqu’on les additionne, ils représentent environ 20 % de la luminosité de l’ensemble du groupe.

La tâche et les capacités d’Euclide

Lancée le 1er juillet 2023, la mission Euclid de l’ESA est conçue pour explorer la formation et l’évolution de l’univers sombre. Le télescope spatial créera une carte remarquable de la structure à grande échelle de l’univers dans l’espace et dans le temps en observant des milliards de galaxies situées à 10 milliards d’années-lumière, sur plus d’un tiers du ciel. Euclide explorera comment l’univers s’est étendu et comment sa structure a été façonnée tout au long de l’histoire cosmique, révélant davantage le rôle de la gravité et la nature de l’énergie noire et de la matière noire.

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« Ce travail n’a été possible que grâce à la sensibilité et à la netteté d’Euclide », a déclaré le Dr Mireya Montes, astronome de l’Institut d’astrophysique des îles Canaries qui a participé à l’étude. La conception révolutionnaire d’Euclid signifie qu’il peut capturer des images avec la même clarté qu’une photographie Le télescope spatial HubbleMais il couvre une superficie 175 fois plus grande.

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Améliorez le contrôle des contraintes sur les ponts grâce à une surveillance avancée

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Améliorez le contrôle des contraintes sur les ponts grâce à une surveillance avancée

Un article récemment publié dans Rapports scientifiques Fournit un aperçu des nouvelles procédures de construction tout en améliorant la résistance et la précision du contrôle des contraintes dans les ancrages actifs et les unités de précontrainte courtes pour les ponts à longue portée, en ciblant spécifiquement les dangers potentiels.

Améliorez le contrôle des contraintes sur les ponts grâce à une surveillance avancée
Extensomètres pour le renforcement passif de l’arc du pont Tajo : (a) Extensomètres pour le renforcement des piles d’ancrage ; (b) Echelle d’expansion en renforcement des demi-arches. Crédit image : https://www.nature.com/articles/s41598-024-61873-y

arrière-plan

Les fermes à câbles ou les suspensions sont couramment utilisées dans la conception de ponts à longue portée. La durabilité de ces solutions dépend de la fatigue et/ou des dommages causés par la corrosion dus aux charges dynamiques telles que la circulation et le vent. L’impact de la fatigue, de la corrosion et des dommages causés par les câbles en service est principalement évalué par le suivi des contraintes axiales.

Diverses méthodes et dispositifs directs et indirects ont été développés pour mesurer la contrainte des câbles de pont. Les jauges de contrainte directes comprennent des cellules de pesée, des capteurs à réseau de Bragg à fibre optique et des capteurs de contrainte magnétoélastiques. Au lieu de cela, les méthodes à corde vibrante sont généralement utilisées pour évaluer les contraintes indirectes et rapides dans les câbles de pont.

Les éléments structurels auxiliaires utilisés lors de la construction de ponts, tels que les pylônes de câbles temporaires, subissent également des pertes de précontrainte instantanées élevées. Par conséquent, il est essentiel de surveiller la contrainte de précontrainte et la variation temporelle de cette contrainte pour garantir que le composant fonctionne comme souhaité.

Méthodes

Les chercheurs ont présenté une revue des systèmes actuellement utilisés pour contrôler la surveillance des contraintes dans les érections de ponts et les unités de précontrainte pendant la phase de construction du pont Tage, une infrastructure à grande vitesse unique en Espagne conçue et construite entre 2012 et 2016.

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Le pont Tajo a été soigneusement planifié pour répondre à des normes élevées de vitesse, d’efficacité et de sécurité grâce à une ingénierie avancée et une esthétique moderne. Pour étudier expérimentalement la réponse structurelle de la travée de l’arc central du pont, les chercheurs ont conçu un système de surveillance de l’état structurel (SHMS) qui comprend plusieurs dispositifs et systèmes.

Ils comprennent un système de gestion et de normalisation du projet (M&USP) contenant des bases de données de projet fournies par les équipes de conception et de construction du pont et un système de capteurs (SS) comprenant 114 capteurs installés à divers endroits du pont. Par exemple, les cellules de pesée dans les câbles de suspension, les ancrages des pylônes à câbles fixes et les gabarits des trains dans les renforts en demi-arc.

Un système d’acquisition et de traitement de données (DA&PS) pour différents systèmes de capteurs est inclus dans le SHMS. De plus, un système de gestion et de traitement des données (DM&PS) a été conçu et programmé. Il a été utilisé pour transmettre, visualiser et stocker des données et créer des systèmes d’alerte précoce.

Enfin, un système d’évaluation de la sécurité des structures (SS&AS) a été développé. Il était composé de toutes les parties impliquées dans la construction du pont, y compris les équipes techniques et administratives. Ce sous-système a permis de surveiller les données matérielles et de les comparer avec les données théoriques du projet. Les résultats de la comparaison ont mis à jour les bases de données M&USP et les flux SHMS.

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Le SHMS proposé a été utilisé pour surveiller la déformation subie par le renforcement des demi-arcs, des piliers d’ancrage et des tours d’ancrage. De plus, l’accélération de la moitié nord de l’arc, le gradient de température dans différentes sections structurelles et le vent soufflant sur la structure ont été surveillés.

Résultats et discussion

S’appuyant sur l’expérience du Tajo Bridge, les chercheurs ont reconsidéré de nouveaux systèmes de surveillance pour contrôler le stress. Les cellules de pesée pour stabilisateurs actifs doivent être capables de caractériser avec précision la force axiale totale transmise par le hauban de pont ou l’unité de précontrainte et fournir une solution robuste pour les environnements difficiles, les chocs et les impacts.

De plus, ils doivent fournir une mesure directe sans avoir recours à des intégrateurs de signaux. En conséquence, la cellule de pesée conçue est constituée d’un anneau métallique qui permet le passage du hauban de pont ou de l’unité de précontrainte. Il peut être placé entre les panneaux d’ancrage et de distribution sur la coque.

Trois dispositifs sont installés simultanément pour surveiller les supports du pont, notamment des cellules de pesée sur les ancrages actifs, des jauges de contrainte unidirectionnelles sur le ruban qui constitue les supports et des accéléromètres piézoélectriques sur les supports. Ceux-ci ont aidé à détecter divers phénomènes structurels pendant la construction, notamment les variations de contraintes lors de la construction du pont, les variations de contraintes dérivées du bétonnage de sections successives, l’analyse de la variation de force due à la contrainte de différents câbles et la détection des variations de force liées aux réajustements de charge dans les câbles de suspension.

De plus, un réseau de cellules de pesée simultanées multi-déformations est proposé dans chaque tour d’hébergement pour surveiller les unités de précontrainte courtes. Il garantissait une précontrainte correcte et une estimation précise des pertes subies par le contact précontraint.

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Conclusion

Dans l’ensemble, cette étude s’est concentrée sur l’amélioration de la gestion des contraintes pour les haubans de pont, les câbles de suspension et les unités de précontrainte courtes en se concentrant sur un paramètre uniforme : la contrainte. Des cellules de pesée avancées sont conçues et installées sur des points de montage actifs pour un contrôle de pression puissant et précis. En outre, la mise en œuvre d’un nouveau réseau de cellules de pesée multi-jauges de contrainte simultanées pour les unités de précontrainte courtes s’est avérée cruciale dans les situations où les pertes de précontrainte peuvent atteindre des ampleurs importantes.

Pour valider ces développements, les chercheurs ont présenté l’expérience pratique et les résultats obtenus en appliquant ces méthodologies pour surveiller la réponse structurelle lors de la construction du pont Tajo en utilisant la technique en porte-à-faux à haubans. Ces méthodes peuvent aider à déterminer les pertes de précontrainte, qui ont dépassé 10 % dans le pont du Tajo, et à planifier de nouveaux processus de précontrainte dans ces structures vitales.

Référence du journal

Gut-Alonso, A., García-Sanchez, D., Ramos-Gutierrez, O. R. et Wintertimanis, F. (2024). Améliorer le contrôle de la précision des mesures de contraintes dans la construction de ponts à longue portée. Rapports scientifiques, 14(1), 10961. https://doi.org/10.1038/s41598-024-61873-y, https://www.nature.com/articles/s41598-024-61873-y

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