PG1718+481 et Cygnus-X1

Quasar : PG1718+481 - QSO J1719+4804

Le pic de raie MgII est mesurée à 5821A ; au repos elle est à 2798A.

z = (5821 - 2798) / 2798

z = 1.08

d'ou une vitesse relativiste de :

Vr = c x [((z+1)^2 - 1) / ((z+1)^2 + 1)]

Vr = 299792.458 x [((1.08+1)^2 - 1) / ((1.08 +1)^2 + 1)]

Vr = 299792.458 x (3.3264 / 5.3264)

Vr = 187 223.94 km/s

D'ou une distance de regarde en arrière de 8.128 milliards d'années. Avec l'expansion de l'univers cette distance est maintenant réellement de 11.56 millards d'années lumières.

Le facteur d'echelle est de :

a(t) = 1 / (1 +z)

a(t) = 1 / (1 + 1.08)

a(t) = 0.4807

Depuis le départ des photons l'Univers s'est agrandi de 51.92 % et la température de l'Univers était de 4.805 K.

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Cygnus-X1 :

Découverte :

L'étude des systèmes binaires X est à l'origine du crédit croissant de la théorie des trous noirs dans la communauté scientifique. Les observations les plus importantes ont été faites dans les galaxies proches, à commencer par notre propre Voie lactée. La découverte et l'étude précise du système binaire Cygnus X-1 a permis de fournir pour la première fois une indication tangible de la réalité de ces objets astrophysiques, prédits par la théorie de la relativité générale.

Jusqu'au milieu du siècle précédent, les trous noirs n'étaient que des prédictions mathématiques. En 1965, les premières observations dignes d'intérêt eurent lieu : une étoile (HD 226868) fut repérée dans le ciel, en orbite autour d'une source de rayons X. On appela ce système binaire présumé Cygnus X-1 (1re source X répertoriée dans la constellation du Cygne). Un peu plus tard, en 1971, Tom Bolton (en) identifia Cygnus X-1 comme un trou noir, en utilisant le télescope de l'observatoire David Dunlap à l'université de Toronto au Canada.

Les scientifiques en faveur des trous noirs proposèrent à l'époque l'idée selon laquelle l'étoile HD 226868 était en orbite très serrée autour du trou noir, et que de la matière qui lui était arrachée spiralait vers le trou noir, puis, atteignant son horizon, provoquait des émissions de rayons X particulièrement importantes. On pensait alors que ce phénomène permettait dans le même temps à l'étoile de s'échapper de l'attraction de son voisin stellaire, et que par conséquent le phénomène serait rare, ponctuel, voire jamais reproduit. Or, il s'avéra que bien d'autres systèmes binaires tels que celui de Cygnus X-1 furent découverts ensuite, avec les mêmes rayonnements caractéristiques. En effet, on distingue aujourd'hui les binaires X dont le compagnon est une étoile massive (de type spectral O ou B) ou de faible masse (pour les étoiles de type F à M), et qui alimentent un disque d'accrétion autour du trou noir grâce à un dépassement du lobe de Roche ou par vent stellaire respectivement.

Les observations du satellite Uhuru en 1971 relancèrent le débat scientifique à propos de Cygnus X-1. Premièrement, elles mirent en évidence le caractère irrégulier du rayonnement X. Deuxièmement, grâce aux lois de gravitation, et si l'on connaît la période de révolution et la masse de l'étoile, on peut déterminer la plus petite masse possible de l'autre objet du système. Le satellite Uhuru permit de déterminer avec précision cette période de révolution : 5,6 jours. Ainsi fut précisée la valeur de 6 masses solaires comme masse minimale pour le corps invisible. Cette valeur est au-dessus de la masse limite maximale pour les étoiles à neutrons, et est donc considérée comme la « preuve » que l'objet compact de Cygnus X-1 est un trou noir.

Caractéristiques physique :

Cygnus X-1 (qui est souvent abrégé Cyg X-1 par les astronomes) est une binaire X à forte masse, et contient une étoile supergéante comme compagnon. Ce dernier est une étoile variable avec une magnitude apparente de +8,9 (donc visible à l'œil avec de bonnes jumelles et dans de bonnes conditions). Les coordonnées de Cyg X-1 sont : ascension droite 19h 58m 21,67s et déclinaison 35° 12′ 05,77″ (pour l'époque J2000.0).

Le type spectral du compagnon stellaire dans Cyg X-1 est O9-B0, et une classe de luminosité I (supergéante). La masse de cette étoile est autour de 20–30 masses solaires. Le trou noir a une masse de 7–13 masses solaires. Cyg X-1 est l'une des sources persistantes dans les rayons X durs (c'est-à-dire avec une énergie plus grande que 20 keV) les plus brillantes du ciel. Cyg X-1 est située à environ 1860 parsecs, ou à peu près 6000 années-lumière, de distance, telle que mesurée avec le VLBA entre 2009 et 20101.

Cygnus X-1 fait environ 60 km de diamètre.

(WIKIPEDIA)