Quoi? Il hurle en balançant des couteaux et en effaçant le monde?

Le 05 mars 2017 à 15:11:49 Groudon058 a écrit :
Quoi? Il hurle en balançant des couteaux et en effaçant le monde?

Ce forum est ennuyant.

Ben le forum est résolu, du coup on sait pas quoi dire à part parler de la vie... Ou de la 2.2

En fait perso je serai chaud a fonder le forum MAJ 2.2 ( ͡° ͜ʖ ͡° ) dès que la 1ère image 2.2 sortira !

je sais pas quoi dire a part reprendre un pavé sur internet créer un pavé alors :

Déjà lu.

Le 06 mars 2017 à 20:37:35 Groudon058 a écrit :
je sais pas quoi dire a part reprendre un pavé sur internet créer un pavé alors :

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En astrophysique, un trou noir est un objet céleste si compact que l'intensité de son champ gravitationnel empêche toute forme de matière ou de rayonnement de s’en échapper. De tels objets ne peuvent ni émettre, ni diffuser la lumière et sont donc noirs, ce qui en astronomie revient à dire qu'ils sont invisibles. Toutefois, plusieurs techniques d’observation indirecte dans différentes longueurs d'ondes ont été mises au point et permettent d’étudier les phénomènes qu’ils induisent. En particulier, la matière happée par un trou noir est chauffée à des températures considérables avant d’être « engloutie » et émet une quantité importante de rayons X. Envisagée dès le xviiie siècle, dans le cadre de la mécanique classique, leur existence — prédite par la relativité générale — est une certitude pour la quasi-totalité des astrophysiciens et des physiciens théoriciens. La gravitation étant le seul effet pouvant sortir d'un trou noir, une observation quasi-directe de trous noirs a pu être détaillée en février 2016 par le biais de la première observation directe des ondes gravitationnelles.

Présentation et terminologie[modifier | modifier le code]
Un trou noir possède une masse donnée, concentrée en un point que l’on appelle singularité gravitationnelle. Cette masse permet de définir une sphère appelée horizon du trou noir, centrée sur la singularité et dont le rayon est une limite maximale en deçà de laquelle le trou noir empêche tout rayonnement et a fortiori toute matière de s’échapper. Cette sphère représente en quelque sorte l’extension spatiale du trou noir. C’est ainsi que le terme « trou » est inapproprié : il serait plus correct de parler de « boule noire » pour conceptualiser concrètement sa forme physique réelle tridimensionnelle dans l’espace. Pour un trou noir de masse égale à celle du Soleil, son rayon vaut environ 3 kilomètresNote 1. À une distance interstellaire (en millions de kilomètres), un trou noir n’exerce pas plus d’attraction que n’importe quel autre corps de même masse ; il ne s’agit donc pas d’un « aspirateur » irrésistible. Par exemple, si le Soleil se trouvait remplacé par un trou noir de même masse, les orbites des corps tournant autour (planètes et autres) resteraient pour l'essentiel inchangées (seuls les passages à proximité de l'horizon induiraient un changement notable).

Il existe plusieurs sortes de trous noirs. Lorsqu’ils se forment à la suite de l’effondrement gravitationnel d’une étoile massive, on parle de trou noir stellaire, dont la masse équivaut à quelques masses solaires. Ceux qui se trouvent au centre des galaxies possèdent une masse bien plus importante pouvant atteindre plusieurs milliards de fois celle du Soleil ; on parle alors de trou noir supermassif (ou trou noir galactique). Entre ces deux échelles de masse, il existerait des trous noirs intermédiaires avec une masse de quelques milliers de masses solaires. Des trous noirs de masse bien plus faible, formés au début de l’histoire de l’Univers, peu après le Big Bang, sont aussi envisagés et sont appelés trous noirs primordiaux. Leur existence n’est, à l’heure actuelle, pas confirmée.

Il est par définition impossible d’observer directement un trou noir. Il est cependant possible de déduire sa présence de son action gravitationnelle : soit par les effets sur les trajectoires des étoiles proches ; soit au sein des microquasars et des noyaux actifs de galaxies, où de la matière, située à proximité, tombant sur le trou noir va se trouver considérablement chauffée et émettre un fort rayonnement X. Les observations permettent ainsi de déceler l’existence d’objets massifs et de très petite taille. Les seuls objets correspondant à ces observations et entrant dans le cadre de la relativité générale sont les trous noirs.

Historique[modifier | modifier le code]
Article détaillé : Historique des trous noirs.
Le concept de trou noir a émergé à la fin du xviiie siècle dans le cadre de la gravitation universelle d’Isaac Newton. La question était de savoir s’il existait des objets dont la masse était suffisamment grande pour que leur vitesse de libération soit plus grande que la vitesse de la lumière. Cependant, ce n’est qu’au début du xxe siècle et avec l’avènement de la relativité générale d’Albert Einstein que le concept de trou noir devient plus qu’une curiosité. En effet, peu après la publication des travaux d’Einstein, une solution de l’équation d’Einstein impliquant l’existence d’un trou noir central est publiée par Karl Schwarzschild3. Les travaux fondamentaux sur les trous noirs remontent aux années 1960, précédant de peu les premières indications observationnelles solides en faveur de leur existence. La première « observation »4,5 d’un objet contenant un trou noir fut celle de la source de rayons X Cygnus X-1 par le satellite Uhuru en 1971. Le terme de « trou noir » a émergé, dans le courant des années 1960, par l’intermédiaire du physicien américain Kip Thorne. Auparavant, on utilisait les termes de « corps de Schwarzschild » ou d’« astre occlus ». Le terme de « trou noir » a rencontré des réticences dans certaines communautés linguistiques, notamment francophones et russophones, qui le jugeaient quelque peu inconvenant6.

Propriétés[modifier | modifier le code]
Un trou noir est un objet astrophysique qui se caractérise par le fait qu’il est très difficile à observer directement (voir ci-dessous), et que sa région centrale ne peut être décrite de façon satisfaisante par les théories physiques en leur état du début du xxie siècle, car elle abrite une singularité gravitationnelle. Cette dernière ne peut être décrite que dans le cadre d’une théorie de la gravitation quantique, manquante à ce jourNote 2. En revanche, on sait parfaitement décrire les conditions physiques qui règnent dans son voisinage immédiat, de même que son influence sur son environnement, ce qui permet de les détecter par diverses méthodes indirectes.

Par ailleurs, les trous noirs sont étonnants en ce qu’ils sont décrits par un très petit nombre de paramètres. En effet, leur description, dans l’univers dans lequel nous vivons, ne dépend que de trois paramètres : la masse, la charge électrique et le moment cinétique. Tous les autres paramètres du trou noir (par exemple ses effets sur les corps environnants et leur étendue) sont fixés par ceux-ci. Par comparaison, la description d’une planète fait intervenir des centaines de paramètres (composition chimique, différenciation de ses éléments, convection, atmosphère, etc.). La raison pour laquelle un trou noir n’est décrit que par ces trois paramètres est connue depuis 1967 : c’est le théorème de calvitie démontré par Werner Israel. Celui-ci explique que les seules interactions fondamentales à longue portée étant la gravitation et l’électromagnétisme, les seules propriétés mesurables des trous noirs sont données par les paramètres décrivant ces interactions, à savoir la masse, le moment cinétique et la charge électrique.

Pour un trou noir, la masse et la charge électrique sont des propriétés habituelles que décrit la physique classique (c’est-à-dire non-relativiste) : le trou noir possède un champ gravitationnel proportionnel à sa masse et un champ électrique proportionnel à sa charge. L’influence du moment cinétique est en revanche spécifique à la relativité générale. Celle-ci stipule en effet qu’un corps en rotation va avoir tendance à « entraîner » l’espace-temps dans son voisinage. Ce phénomène, difficilement observable dans le système solaire en raison de son extrême faiblesse pour des astres non compacts, est connu sous le nom d’effet Lense-Thirring (aussi appelé frame dragging, en anglais)Note 3. Il prend une amplitude considérable au voisinage d’un trou noir « en rotation », au point qu’un observateur situé dans son voisinage immédiat serait inévitablement entraîné dans le sens de rotation du trou noir. La région où ceci se produit est appelée ergorégion.

La masse d’un trou noir galactique correspond en général à environ un millième de la masse de la matière présente dans le bulbe central7.

Quatre types théoriques[modifier | modifier le code]
Les quatre types théoriques de trous noirs en fonction du moment cinétique (J) et de la charge électrique (Q). La masse (M) est toujours strictement positive.
M > 0
J = 0 J ≠ 0
Q = 0 Schwarzschild Kerr
Q ≠ 0 Reissner-Nordström Kerr-Newman
Un trou noir possède toujours une masse non nulle. En revanche, ses deux autres caractéristiques, à savoir le moment cinétique (hérité de celui, initial, de la matière l'ayant formé, et détectable seulement par l'effet produit sur la matière environnante) et la charge électrique, peuvent en principe prendre des valeurs nulles (c’est-à-dire égales à zéro) ou non nulles. La combinaison de ces états permet de définir quatre types de trous noirs.

Quand la charge électrique et le moment cinétique sont nuls, on parle de trou noir de Schwarzschild, du nom de Karl Schwarzschild qui, le premier, a mis en évidence ces objets comme solutions des équations de la relativité générale (les équations d’Einstein), en 1916.

Quand la charge électrique est non nulle et le moment cinétique nul, on parle de trou noir de Reissner-Nordström. Ces trous noirs ne présentent pas d’intérêt astrophysique notable, car aucun processus connu ne permet de fabriquer un objet compact conservant durablement une charge électrique significative ; celle-ci se dissipe normalement rapidement par absorption de charges électriques opposées prises à son environnement8. Un trou noir de Reissner-Nordström est donc un objet théorique très improbable dans la nature.

Si le trou noir possède un moment cinétique, mais n’a pas de charge électrique, on parle de trou noir de Kerr, du nom du mathématicien néo-zélandais Roy Kerr qui a trouvé la formule décrivant ces objets en 1963. Contrairement aux trous noirs de Reissner-Nordström et de Schwarzschild, les trous noirs de Kerr présentent un intérêt astrophysique considérable, car les modèles de formation et d’évolution des trous noirs indiquent que ceux-ci ont tendance à absorber la matière environnante par l’intermédiaire d’un disque d’accrétion dans lequel la matière tombe en spiralant toujours dans le même sens dans le trou noir. Ainsi, la matière communique du moment cinétique au trou noir qui l’engloutit. Les trous noirs de Kerr sont donc les seuls que l’on s’attend réellement à rencontrer en astronomie. Cependant, il reste possible que des trous noirs à moment cinétique très faible, s’apparentant en pratique à des trous noirs de Schwarzschild, existent.

La version électriquement chargée du trou noir de Kerr, dotée comme lui d’une rotation, est connue sous le nom de trou noir de Kerr-Newman et ne présente comme le trou noir de Reissner-Nordström ou celui de Schwarzschild que peu d’intérêt astrophysique étant donné sa très faible probabilité.

D’un point de vue théorique, il peut exister d’autres types de trous noirs avec des propriétés différentes. Par exemple, il existe un analogue du trou noir de Reissner-Nordström, mais en remplaçant la charge électrique par une charge magnétique, c’est-à-dire créée par des monopôles magnétiques, dont l’existence reste extrêmement hypothétique à ce jour. On peut de même généraliser le concept de trou noir à des espaces comprenant plus de trois dimensions. Ceci permet d’exhiber des types de trous noirs ayant des propriétés parfois différentes de celles des trous noirs présentés ci-dessusNote 4.

Le trou et le noir[modifier | modifier le code]
L’existence des trous noirs est envisagée dès le xviiie siècle indépendamment par John Michell9 et Pierre-Simon de Laplace. Il s’agissait alors d’objets prédits comme suffisamment denses pour que leur vitesse de libération soit supérieure à la vitesse de la lumière — c’est-à-dire que même la lumière ne peut vaincre leur force gravitationnelle. Plutôt qu’une telle force (qui est un concept newtonien), il est plus juste de dire que la lumière subit en fait un décalage vers le rouge infini. Ce décalage vers le rouge est d’origine gravitationnelle : la lumière perd la totalité de son énergie en essayant de sortir du puits de potentiel d’un trou noir. Ce décalage vers le rouge est donc d’une nature quelque peu différente de celui dû à l’expansion de l’Univers, que l’on observe pour les galaxies lointaines et qui résulte d’une expansion d’un espace ne présentant pas de puits de potentiels très profonds. De cette caractéristique provient l’adjectif « noir », puisqu’un trou noir ne peut émettre de lumière. Ce qui est valable pour la lumière l’est aussi pour la matière : aucune particule ne peut s’échapper d’un trou noir une fois capturée par celui-ci, d’où le terme de « trou ».

Horizon des événements[modifier | modifier le code]
Articles détaillés : Horizon des événements et Horizon d’un trou noir.
La zone sphérique qui délimite la région d’où lumière et matière ne peuvent s’échapper, est appelée « horizon des événements ». On parle parfois de « surface » du trou noir, quoique le terme soit quelque peu impropre (il ne s’agit pas d’une surface solide ou gazeuse comme la surface d’une planète ou d’une étoile). Il ne s’agit pas d’une région qui présente des caractéristiques particulières : un observateur qui franchirait l’horizon ne ressentirait rien de spécial à ce moment-là (voir ci-dessous). En revanche, il se rendrait compte qu’il ne pourrait plus s’échapper de cette région s’il essayait de faire demi-tour. C’est une sorte de point de non retour.

En revanche, un observateur situé au voisinage de l’horizon remarquera que le temps s’écoule différemment pour lui et pour un observateur situé loin du trou noir. Si ce dernier lui envoie des signaux lumineux à intervalles réguliers (par exemple une seconde), alors l’observateur proche du trou noir recevra des signaux plus énergétiques (la fréquence des signaux lumineux sera plus élevée, conséquence du décalage vers le bleu subi par la lumière qui tombe vers le trou noir) et les intervalles de temps séparant deux signaux consécutifs seront plus rapprochés (moins d’une seconde, donc). Cet observateur aura donc l’impression que le temps s’écoule plus vite pour son confrère resté loin du trou noir que pour lui. À l’inverse, l’observateur resté loin du trou noir verra son collègue évoluer de plus en plus lentement, le temps chez celui-ci donnant l’impression de s’écouler plus lentement.

Mais oui c'est clair

OMG 1ERE IMAGE DE 2.2!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!!

Nouvelle image 2.2, ça ressemble à un Swingcopter. Merde.

Trop cool !!!!

Le 08 mars 2017 à 14:14:46 Neymus a écrit :
Nouvelle image 2.2, ça ressemble à un Swingcopter. Merde.

Le 08 mars 2017 à 14:33:51 Xenoblade77 a écrit :
Trop cool !!!!

Ca se passe ici Messieurs ! ( ͡° ͜ʖ ͡° )

https://www.jeuxvideo.com/forums/42-33856-50298991-1-0-1-0-maj-2-2.htm

Lol je vais preparer un fanmade !

Genre toi direct ta même pas le temps de penser aux études tu vas direct sur ton PC gameuerur ( c'est fait exprès) faire un fan made ? Dur la vie d'adolescents

T'es qui pour juger Zavier?

Sans

oh putain

[16:02:05] <Zavier479>
Genre toi direct ta même pas le temps de penser aux études tu vas direct sur ton PC gameuerur ( c'est fait exprès) faire un fan made ? Dur la vie d'adolescents

Je n'ai jamais dit que j'allais le faire tout de suite...

PS: je n'ai pas un pc gamer mais un pc plutot pour le travail.

C'était du second degrés quand j'ai dit ça hein xd

Je sais bien que geometry dash "les études" passe avant

D'ailleurs ta vidéo du hack troll, ça avance ? Ça fait 2 semaines que j'attend