Voir la source de GRS 1915+105

{{Infobox Objet astronomique
| nom=GRS 1915+105
| image=
| légende=
| découvreur=?
| date découverte=1994
| désignations=GRS 1915+105, V1487 Aql
| époque=[[J2000.0]]
| type=[[Microquasar]]
| carte UAI = Aigle
| constellation =[[Aigle (constellation)|Aigle]]
| ascension droite=19/15/11.6
| déclinaison =+10/56/44
| dist={{parsec|11000|pc}}<ref name=Fenderetal>[http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1999MNRAS.304..865F&amp;data_type=PDF_HIGH&amp;whole_paper=YES&amp;type=PRINTER&amp;filetype=.pdf Fender R. P., Garrington S. T., McKay D. J., Muxlow T. W. B., Pooley G. G., Spencer R. E., Stirling A. M., Waltman E. B., 1999, MNRAS, 304, 865]</ref>
| magnitude apparente=?
| dimensions apparentes=?
}}

'''GRS 1915+105''' (aussi appelé '''V1487 Aquilae''' ou '''Nova Aquilae 1992''') est un [[microquasar]] dans [[Voie lactée|notre galaxie]] situé à environ {{unité|35900|[[Année-lumière|al]]}} du [[Système solaire]] dans la [[constellation]] de l'[[Aigle (constellation)|Aigle]]. Il contient un [[trou noir stellaire]] en orbite avec une [[étoile]] ordinaire dont il arrache une partie de la masse. Il fut, en [[1994]], le premier objet galactique où des [[jet (astrophysique)|jets]] radio [[Mouvement supraluminique|superluminiques]] furent observés et le premier objet astrophysique où le phénomène de jet supraluminique fut établi avec certitude, les autres candidats existant étant plus loin, évoluant plus lentement et étant de ce fait plus difficiles à interpréter.

== Découverte ==
GRS 1915+105 fut découverte par le [[satellite artificiel]] franco-russe [[Granat]] le {{date|15 août 1992}}, lors d'une phase d'activité qui vit son émission en [[rayon X|X]] avoir un surcroît important d'intensité<ref>{{en}} [[A. J. Castro-Tirado]], [[S. Brandt]] & [[N. Lund]], ''GRS 1915+105'', In [[Circulaire IAU]] {{numéro}}5590 (1992) [http://www.cfa.harvard.edu/iauc/05500/05590.html Voir en ligne].</ref>. Ce phénomène lui valut également une désignation de [[nova]], en l'occurrence ''Nova Aquilae 1992'', mais cette désignation est nettement moins commune que la désignation Granat GRS 1915+105. La première tentative d'association à une [[contrepartie optique]] échoua en [[1993]]<ref>{{en}} [[W. Wenzel]], [[E. Splittgerber]] & [[J. Greiner]], ''Unsuccessful Search for an Optical Counterpart of GRS 1915+105'', ''[[Information Bulletin on Variable Stars]]'', '''3882''', 1 (1993) [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1993IBVS.3882....1W&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>. La même année, GRS 1915+105 put être observé en [[ondes radio|radio]] par le ''[[Very Large Array]]'' (VLA), qui montra également une forte augmentation de luminosité, conséquence du regain d'activité de 1992<ref>{{en}} [[Felix Mirabel]] & [[Luis F. Rodriguez]], GRS 1915+105, In [[Circulaire IAU]] {{numéro}}5900 (1993) [http://www.cfa.harvard.edu/iauc/05900/05900.html Voir en ligne].</ref>. Cette observation permit de déterminer avec grande précision la localisation exacte de cet objet, puis sa contrepartie dans le domaine [[infrarouge]]<ref>{{en}} [[Felix Mirabel]] {{et al.}}, ''GRS 1915+105'', In [[Circulaire IAU]] {{numéro}}5830 (1993) [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1993IAUC.5830....1M&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>.

== Caractéristiques physiques ==
GRS 1915+105 est une [[binaire X à faible masse]], c'est-à-dire que son étoile compagnon est une [[étoile]] de la [[séquence principale]] de faible masse, dont le [[type spectral]] est K/M III. Elle forme avec elle une [[orbite]] relativement grande, de [[période orbitale]] d'environ 33,5 jours. C'est la plus grande période orbitale connue à ce jour (2006) pour un tel système, loin devant [[V404 Cygni]] (6,47 jours).

La nature de trou noir de GRS 1915+105 est révélée par l'analyse de l'orbite révélée par l'étoile compagnon. Par [[spectroscopie]] il est possible d'extraire une quantité appelée [[fonction de masse (astronomie)|fonction de masse]], qui donne une limite inférieure à la masse du compagnon sombre de l'étoile. Cette fonction de masse vaut ici 9,5±3 [[Masse solaire|<math>M_{\odot}</math>]], largement plus que la masse maximale d'une [[naine blanche]] (1,4 masse solaire) ou d'une [[étoile à neutrons]] (entre 2 et 3 masses solaires). Ce trou noir arrache de la masse à son étoile compagnon, masse qui spirale et s'échauffe en tombant vers le trou noir, ce qui se traduit par une émission de [[rayon X|rayons X]] transitoire, la perte de masse due au phénomène de débordement du [[lobe de Roche]] étant comme pour la quasi-totalité des [[Binaire X|binaires X]] à faible masse relativement irrégulière. La masse du trou noir est évaluée à 14±4 <math>M_{\odot}</math> par l'intermédiaire de l'analyse du [[spectroscopie|spectre]] de son étoile compagnon, dont la masse est, elle, estimée à 0,81±0,53 <math>M_{\odot}</math>. Cette masse associée au type spectral observé est compatible avec le fait qu'une portion significative de la masse de l'étoile ait déjà été absorbée par le trou noir, comme attendu pour un système de ce type s'il est observé dans un état suffisamment évolué<ref>{{en}} [[E. T. Harlaftis]] & [[J. Greiner]], ''The rotational broadening and the mass of the donor star of GRS 1915+105'', ''[[Astronomy and Astrophysics]]'', '''414''', L13-L16 (2004), astro-ph/0312373 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2004A%26A...414L..13H&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>.

En [[1997]] fut mis en évidence le phénomène d'[[oscillations quasi périodiques]] (QPO) dans GRS 1915+105 à l'aide du [[satellite artificiel|satellite]] [[Rossi X-ray Timing Explorer]] (RXTE)<ref>{{en}} [[E. H. Morgan]], [[R. A. Remillard]] & [[J. Greiner]], ''RXTE Observations of QPOs in the Black Hole Candidate GRS 1915+105'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''482''', 993-1010 (1997) [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?1997ApJ...482..993M&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>. En particulier, des QPO centrées sur la période de 67 [[hertz|Hz]] confortent très fortement l'interprétation de trou noir de masse égale à l'estimation de 14±4 <math>M_{\odot}</math> obtenue par ailleurs.

En [[2006]], l'analyse du spectre X de cet objet permit de poser des contraintes très fortes sur son [[moment cinétique]]. Il put ainsi être déterminé à un très haut degré de confiance que le moment cinétique étant extrêmement proche de la valeur maximale d'un trou noir en rotation ([[trou noir de Kerr]]), puisque étant contrainte à être supérieure à 98 % de sa valeur maximale{{note|groupe=note|texte=Le moment cinétique d'un trou noir est d'ordinaire noté par le paramètre ''a'' qui correspond en réalité au moment cinétique par unité de masse, exprimé dans le [[système d'unités géométriques]] de la [[relativité générale]]. La relation entre le moment cinétique ''J'' et ''a'' est donnée par :
:<math>J = \frac{G}{c} M a</math>,
''M'' étant la masse du trou noir, ''G'' la [[constante de gravitation]] et ''c'' la [[vitesse de la lumière]]. La relativité générale indique que la quantité ''a''/''M'' ne peut atteindre ou dépasser 1, mais rien n'interdit qu'elle en soit très proche par valeurs inférieures, ce qui est semble-t-il le cas ici, la limite actuelle étant ''a''<nowiki>></nowiki>0,98.}}{{,}}<ref>{{en}} [[Jeffrey E. McClintock]] {{et al.}}, ''The Spin of the Near-Extreme Kerr Black Hole GRS 1915+105'', ''[[The Astrophysical Journal]]'', '''652''', 518-539 (2006), astro-ph/0606076 [http://cdsads.u-strasbg.fr/cgi-bin/nph-bib_query?2006ApJ...652..518M&db_key=AST&nosetcookie=1 Voir en ligne].</ref>.

== Jet supraluminique ==
GRS 1915+105 fut le premier objet galactique exhibant le phénomène de jets supraluminiques, une [[illusion d'optique]] due à la [[relativité restreinte]] et une perspective particulière, qui donne l'impression qu'un jet se déplaçant légèrement moins vite que la lumière mais dans une direction proche de celle d'observation se déplace, en apparence, à une vitesse supérieure à celle de la lumière.

De tels phénomènes se produisent également au sein des [[quasar]]s, qui sont des noyaux de [[galaxie]]s lointaines, mais sont plus difficiles à étudier du fait de l'éloignement de ces galaxies. La mise en évidence de ce phénomène pour un objet proche, avec de bien meilleures conditions d'observation, a ainsi permis de valider l'hypothèse selon laquelle les quasars et plus généralement les trous noirs de tout type sont susceptibles d'éjecter de la matière à des vitesses très proches de celle de la lumière lorsqu'ils sont dans une phase d'activité où ils engloutissent de la matière (on parle d'[[accrétion]]).

La mise en évidence de ce jet supraluminique fut effectuée en [[1994]] par [[Felix Mirabel]] et [[Luis F. Rodriguez]]<ref>{{en}} [[Felix Mirabel]] & [[Luis F. Rodriguez]], ''A superluminal source in the Galaxy'', ''[[Nature (revue)|Nature]]'', '''371''', 46-48 (1994) [http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/bib_query?1994Natur.371...46M Voir en ligne (accès restreint)].</ref>. Cette découverte motiva l'attribution du [[Prix Bruno Rossi]] à ces deux [[astronome]]s en [[1996]].

== Notes et références ==
=== Notes ===
{{Notes|groupe=note}}

=== Références ===
* {{en}} [http://laserstars.org/news/GRS1915n105.html]
{{Références}}

== Liens externes ==
* {{Simbad|id=GRS+1915%2B105}}

{{Palette|Trou noir stellaire|Étoiles de l'Aigle}}
{{Portail|astronomie|étoiles}}

[[Catégorie:Constellation de l'Aigle]]
[[Catégorie:Binaire X à faible masse]]
[[Catégorie:Trou noir stellaire]]
[[Catégorie:Microquasar]]