Sommaire
3.1 Vision contemporaine de la Voie Lactée . . . . 37
3.2 Le centre Galactique à l’œil nu . . . . 38
3.3 Survol historique . . . . 40
3.4 Le centre Galactique en radio . . . . 41
3.5 Le centre Galactique en infrarouge . . . . 43
3.6 Le centre Galactique en rayons X . . . . 44
3.7 Le centre Galactique en rayons gamma . . . . 50
L
ONGTEMPSresté caché sous un épais voile de gaz et de poussières, le centrevéritable de notre Galaxie est une région riche et complexe, où cohabitent et interagissent étoiles, nuages moléculaires, champs magnétiques, rayons cosmiques et un trou noir supermassif, le tout à « seulement » 8 kpc de nous. Le centre Galac-tique constitue ainsi un formidable laboratoire astrophysique, d’autant plus unique que tous les autres centres Galactiques équivalents au nôtre sont au moins 100 fois plus éloignés (M 31 est à ∼700 kpc). Nous commencerons par rappeler notre vision contemporaine de la Voie Lactée et l’illustrerons par des observations dans le vi-sible. Puis, après un bref survol historique qui permettra de mieux saisir comment nous en sommes arrivés à cette vision de la Galaxie et notamment la localisation de son centre, nous remonterons le spectre électromagnétique de la radio aux rayons γ de manière à décrire les ∼200 pc centraux à grande échelle. De nombreuses re-vues existent sur le sujet, on pourra par exemple consulter celles de Mezger et al. (1996), Morris and Serabyn (1996) et Morris (2003).
3.1 Vision contemporaine de la Voie Lactée
On sait désormais que la Voie Lactée est une Galaxie de type spirale barrée (SBc), composée d’un disque de 30 kpc de diamètre et d’un renflement sphérique, appelé le bulbe, qui occupe les 6 kpc centraux (Fig. 3.1) (e.g. Hüttemeister 2003). Telle une petite galaxie elliptique, ce bulbe est assez dépourvu de gaz et renferme une population stellaire âgée à longue durée de vie (5–10 milliards d’années), de faible ou moyenne masse, de ∼1010M au total. Dans le disque
Figure 3.1— Vues d’artistes de la Voie Lactée de face (haut) et de profil (bas).
apparaissent 4 bras spiraux majeurs, qui concentrent la majorité du gaz et de la poussière de la Galaxie, et sont des sites privilégiés de formation stellaire. En masse visible, la composition chimique de ce milieu interstellaire est de 70% d’hydrogène, qu’il soit sous forme neutre (HI), ionisée (HII) ou moléculaire (H2, généralement amassé dans des nuages moléculaires géants), près de 30% d’hélium, et quelques fractions de pour-cents de métaux essentiellement forgés dans les explosions de supernovae. Au total, la Voie Lactée rassemble ∼1011 étoiles. Notre système solaire occupe une position périphérique du disque, dans le petit bras d’Orion, à envi-ron 8 kpc du centre (Cf. § 3.3, § 4.5.1). Tandis que les étoiles les plus lointaines forment une arche laiteuse sur la voûte céleste, qui n’est autre que le disque et le bulbe vus par la tranche depuis la Terre, les plus proches apparaissent parsemées toutes autour de nous et dessinent les constellations d’avant plan.
3.2 Le centre Galactique à l’œil nu
Le centre précis de la Voie Lactée coïncide avec la frontière séparant deux constellations du ciel austral : le Sagittaire39 (c) et le Scorpion (b). Il s’agit de constellations du Zodiaque,
39 Dans la mythologie, l’identité du Sagittaire n’est pas très claire. Il s’agit d’un Centaure archer, sorte de créature
Centre Galactique Sagittaire Scorpion Antarès M20 M8 M7 M6 Pipe Rho Oph M4 NGC 6357 NGC 6334 M22 M28 M16 M17 M18 M23 M24 M19 M9 NGC 6331 5°
Figure 3.2— Le bulbe Galactique en lumière visible. Le centre véritable de la Voie
Lactée, marqué d’une croix blanche, se retrouve coincé entre la pointe de la flèche du Sagittaire et le dard du Scorpion. Les étoiles principales de ces constellations sont reliées par des lignes et les emplacements des principaux objets diffus sont indiqués par des cercles. Mosaïque de fond par S. Brunier et gravures par J. Heve-lius.
plus facilement observables depuis l’hémisphère Sud40et facilement reconnaissables à l’œil nu par leurs formes. La disposition des étoiles les plus brillantes du Sagittaire évoque notamment, avec un peu d’imagination, une théière encore fumante, un petit nuage stellaire judicieusement placé faisant office de vapeur... (Fig. 3.2).
Quand on a la chance d’observer cette région au zénith depuis un site dégagé, sans Lune, on peut reconnaître très nettement le bulbe à l’œil nu. On note tout aussi facilement les nuages de gaz et de poussières qui écrantent ce qui se trouve en arrière plan (Chap. 2), si bien qu’en lumière visible on ne voit que la partie superficielle des régions centrales et c’est pourquoi nous n’en parlerons pas davantage. Pour sonder le centre Galactique, il faut avoir recours à d’autres rayonnements : soit radio et infrarouge à basse énergie, soit X et γ à haute énergie. Nous passerons ces gammes du spectre en revue dans quelques paragraphes, mais avant cela,
40 L’anticentre Galactique est, quant à lui, plus facilement accessible depuis l’hémisphère Nord puisqu’il se trouve
un petit détour par l’histoire s’impose pour nous rappeler les étapes qui nous ont permis d’en arriver à cette vision contemporaine.
3.3 Survol historique
« La Voie Lactée est constituée d’étoiles très pe-tites et serrées qui, à cause de la distance du ciel à la Terre, nous paraissent former une masse unie. » — Démocrite
L’intuition géniale de Démocrite, déjà 400 ans avant notre ère, quant à la nature de cette grande arche blanchâtre qui traverse la voûte céleste, ne sera confirmée par l’observation directe qu’en 1609 par Galilée et sa célèbre lunette. Ce dernier nous rapporte ses trouvailles à travers Le messager céleste(1610), dans lequel il conclue triomphalement :
Ainsi, toutes les discussions qui, pendant tant de siècles, ont partagé les philosophes, prennent fin devant la certitude qui s’offre à notre vue, et grâce à quoi nous sommes libérés des disputes verbeuses. La Voie Lactée n’est autre, en effet, qu’un amas d’innombrables étoiles disséminées en petits tas : quelle que soit la région dans laquelle on dirige la lunette, aussitôt se présente à la vue un nombre considérable d’étoiles, dont plusieurs se montrent grandes et distinctes ; mais la multitude des petites étoiles demeure complètement indis-cernable.
Toutefois, l’interprétation géométrique de la Voie Lactée comme un vaste disque d’étoiles en rotation, la détermination de son centre, et la réalisation de notre appartenance à ce grand édifice ne seront pas immédiates...
A la fin du XVIII`eme siècle, c’est William Herschel qui entreprends le premier le projet de nous situer dans la Galaxie. Il fait l’hypothèse (malheureusement fausse) qu’en comptant les étoiles dans différentes portions du ciel, il pourra aisément identifier le centre Galactique comme la région avec la plus haute concentration d’étoiles. Mais, ne trouvant pas d’asymétrie dans la distribution stellaire41, Herschel en déduit que nous habitons le centre de la Galaxie (Fig. 3.3).
Herschel n’est pas le dernier astronome à parvenir à cette conclusion. En 1906, Jacobus Kapteyn commence une étude similaire sur la taille et forme de la Voie Lactée. Il scrute ainsi 206 étoiles à des endroits spécifiques du ciel et analyse leur brillances apparentes et mouve-ments propres. Après 16 ans de travail, il publie ses résultats : notre Galaxie mesure 30000 années-lumière de diamètre, 6000 d’épaisseur et le système solaire se retrouve, une fois en-core, en plein centre. Ce modèle Galactique héliocentrique restera le modèle dominant pour plusieurs années.
En 1914, Harlow Shapley entame ses travaux sur les amas globulaires à l’observatoire du Mont Wilson avec le télescope de 1.5 m, le plus gros télescope du monde à l’époque. Il découvre rapidement des Céphéides variables dans ses amas, ce qui lui permet d’estimer la distance de 93 d’entre eux à l’aide de la relation période-luminosité des Céphéides établie par Henrietta Leavitt quelques années auparavant. A la surprise de Shapley, ses estimations de distances sont particulièrement grandes—de 50000 à 220000 années-lumière, en contradiction avec les résul-tats de Kapteyn. Mais il y a plus surprenant encore : la distribution en 3D des amas globulaires qu’il trouve l’amène à conclure que le centre de notre Galaxie se situe dans la constellation du Sagittaire à ∼40000 années-lumière, résultat qu’il fait connaître sous le nom de « théorie de la grande Galaxie » en 1918.
41 Il sait que la Galaxie est aplatie comme l’a suggéré Kant, et voit des concentrations plus grandes dans le disque
Figure 3.3— La forme de notre Galaxie (vue en coupe) telle qu’elle fut déduite par W. Herschel en 1785 dans son article intitulé On the construction of the heavens. Le Soleil y occupait une position proche du centre (point noir).
Alors que les estimations de distance de Shapley rencontrent beaucoup d’oppositions, son positionnement du centre Galactique dans le Sagittaire est plus largement accepté. En effet, en 1927, Jan Oort annonce ses résultats quant aux mouvements des étoiles dans le voisinage du Soleil. Ainsi qu’il l’avait prédit, ces étoiles montrent une rotation différentielle, les plus proches du centre circulant plus vite que les plus lointaines. En évaluant la position du point autour duquel les étoiles pivotent, il trouve le centre Galactique à seulement 2◦des estimations de Shapley. La distance au centre de 19000 années-lumière déterminée par Oort, en revanche, s’ajuste mieux au modèle de Kapteyn.
Si Kapteyn, Shapley et Oort ont produits des résultats si dispersés et discordants quant à la distance et position du cœur de la Galaxie, c’est qu’il leur a manqué une pièce essentielle du puzzle : l’extinction interstellaire. En 1930, Robert Trumpler examine des amas globulaires et évalue leur distance en comparant la luminosité apparente de certaines de leurs étoiles et leurs luminosité absolue déduite de leur couleur. Son étude place à nouveau le Soleil au centre d’une Galaxie de 35000 années-lumière de diamètre. Mais il trouve une curieuse corrélation entre la distance et la taille apparente des amas : plus ils sont loin de nous, et plus ils sont grands ! Trumpler s’attend évidemment à la corrélation inverse (par un effet de perspective) et réinterprète ses données en introduisant une composante de matière obscurcissante dans le disque de la Galaxie (une magnitude d’extinction pour 5000 années-lumière). Il élimine ainsi la corrélation anormale entre la distance et la taille et comprend que la majorité de la poussière absorbante est dans le disque puisque les amas au-dessus et en-dessous du plan Galactique sont moins obscurcis que les autres.
Dans les années 30, la communauté astronomique accepte donc, finalement, le fait que le centre Galactique est localisé en direction de la constellation du Sagittaire, comme l’ont dé-montré Shapley et Oort. On réalise également à cette époque que le noyau Galactique est tota-lement inaccessible à l’observation en lumière visible puisque caché derrière un écran opaque. Personne ne se doute alors que l’avènement prochain de l’astronomie radio va enfin lever le voile.
3.4 Le centre Galactique en radio
A la fin des années 20, Karl Jansky, ingénieur des laboratoires Bell Telephone, étudie les sources de bruit susceptibles de parasiter les futures communications téléphoniques transatlantiques à courtes longueurs d’ondes (10–20 m). Il construit une antenne fonctionnant à 20.5 MHz et identifie ainsi trois sources de parasites : (i) les orages proches, (ii) les orages lointains se réverbérant sur l’ionosphère et (iii) « un bruit constant d’origine inconnue ». Après des obser-vations répétées, Jansky s’aperçoit que ce dernier bruit n’émane pas de la Terre, mais d’une région du ciel qui se lève tous les jours 4 min plus tôt (ce qui disqualifie par conséquent le Soleil). Une analyse plus fine de ses données lui permet enfin de localiser ce signal radio dans
Sgr D (HII) Sgr D (SNR) G0.9+0.1 Sgr B2 Sgr B1 G0.3+0.0 Sgr A Sgr C Sgr E G359.1-0.5 G359.0-0.9 Mouse 0.5° 75 pc Tornado Filaments non thermiques 90 cm
Figure 3.4— Carte radio à 90 cm des 4 × 5 degrés centraux de la Galaxie obtenue
par le VLA. Les coodonnées utilisées sont équatoriales, ie. le Nord est vers le haut, l’Est vers la gauche et le plan galactique court du bord supérieur gauche au bord inférieur droit. D’après Kassim et al. (1999).
la zone du Sagittaire et de faire le lien avec le centre Galactique (Jansky 1933)42. La décou-verte est d’importance puisqu’elle inaugure la détection de rayonnements électromagnétiques non-optiques en provenance du cosmos. Mais, bien qu’elle fasse l’objet d’un article dans le New York Times en 1933 qui titrait New Radio Waves Traced to Centre of the Milky Way, cette trouvaille rencontre peu d’échos dans la communauté astronomique. C’est seulement après la seconde guerre mondiale, quand la technologie radar, amplement développée par les militaires pendant le conflit, passera aux mains des astronomes, que la radioastronomie prendra son essor. En 1959, Frank Drake utilise le télescope radio de Green Bank pour observer le centre Galactique et le résout en 4 composantes distinctes baptisées Sagittarius A, B1, B2 et C, mettant ainsi en évidence la complexité morphologique de ce secteur. A ce jour, l’un des relevés radio
42 Il est intéressant de noter que le choix de la fréquence utilisée par Jansky est un heureux hasard, car il se trouve
que le centre Galactique émet une grande quantité de radiation à 20 MHz. Par ailleurs, ces mesures ont été conduites pendant un minimum d’activité solaire, ce qui, là aussi, fut une chance car en période de maximum, l’émission à 20 MHz aurait sans doute été bloquée par l’ionosphère terrestre.
grand champ (4◦× 5◦) les plus spectaculaires des régions internes de la Galaxie est assurément celui obtenu par Kassim et al. (1999) avec le VLA, reproduit en Figure 3.4. On y distingue avec forces détails une collection unique de structures se chevauchant, dont essentiellement :
− le puissant complexe radio Sagittarius A (abrégé en « Sgr A ») de 15 pc de rayon (aux propriétés duquel nous consacrerons le Chapitre 4) qui abrite, entre autres, la source Sgr A?, c’est-à-dire la contrepartie radiative du trou noir supermassif central (dont il sera question tout au long de la Partie II) ;
− des régions HII43à l’intérieur de nuages moléculaires géants (Sgr B2, Sgr C), dont nous observons en radio le continuum thermique (∼104 K) des électrons libres (bremsstrah-lung free-free) ;
− des filaments non-thermiques de plusieurs dizaines de pc de long pour seulement quelques fractions de pc d’épaisseur, qui présentent tous une forte polarisation linéaire (Yusef-Zadeh et al. 1984). Il s’agit très probablement d’un rayonnement synchrotron (§ 5.3.1) émis par des électrons relativistes44 spiralant autour des lignes d’un champ magnétique Galactique à grande échelle. L’allure de celui-ci est poloïdal (étant donné l’orientation des filaments, tous orthogonaux au plan Galactique) et son intensité est estimé à ∼1 mG par l’absence de distorsions dans les filaments (à comparer aux ∼1 µG du reste du plan Galactique) (Morris and Serabyn 1996) ;
− des vestiges de supernovae (SuperNovae Remnants, SNR) dont les coquilles non-thermiques (synchrotron) sont en expansion (e.g. G 0.9+0.1, G 359.1–0.5), et témoignent d’une activité de formation stellaire sous-jacente, ainsi que de la présence de sites d’accélération de particules.
3.5 Le centre Galactique en infrarouge
Chronologiquement, la deuxième fenêtre spectrale à s’être ouverte sur le centre Galactique après la radio est celle de l’infrarouge. A la suite des travaux précurseurs de Stebbins et Whit-ford à la fin des années 40, ce sont Eric Becklin and Gerry Neugebauer qui, en 1968, scannent pour la première fois le plan Galactique à haute résolution (avec une ouverture de 0.080) en in-frarouge proche (2.2 µm). Ils découvrent un pic d’intensité en direction de Sgr A et confortent la position du centre Galactique trouvée en radio. Le récent relevé infrarouge du ciel 2MASS (2 Microns All-Sky Survey) en Figure 3.5 (gauche) illustre bien cette concentration d’étoiles vers Sgr A, parfois appelée le « bulbe nucléaire ». Les observations montrent que la densité d’étoiles dans ce bulbe augmente grossièrement en r−2, avec r la distance au centre, entre r = 100 et r = 1 pc, rayon en-dessous duquel elle atteint un plateau de 107 M pc−1. Le contenu stel-laire du bulbe nucléaire est cependant légèrement différent de celui du bulbe Galactique, étant donnée notamment la présence de plusieurs amas d’étoiles jeunes et massives responsables de régions HII(continuum thermique et raies de recombinaison) : l’amas du Quintuplet45, l’amas des Arches—tous deux à moins de 35 pc du centre—et l’amas central (centré sur Sgr A?) dont nous reparlerons au Chapitre 4 (voir Fig. 3.6, bas). Tous contiennent des étoiles au stade Wolf-Rayet (agées de moins de 107 ans), ce qui reflète, une fois de plus, une formation stellaire
43 Il s’agit de régions composées d’atomes d’hydrogène ionisés par un intense rayonnement ultraviolet. La
recom-binaison des électrons et des protons s’accompagne de raies spectrales dans le visible, dont notamment la série
de Balmer, qui signe l’arrivée de l’électron sur le niveau n = 2, et comporte la célèbre raie Hα(n = 3 → n = 2),
caractérisée par une couleur rouge vive. Ces zones sont souvent associées à des nuages moléculaires qui sont le siège de formation stellaire, et où le rayonnement énergétique d’étoiles jeunes et chaudes peut occasionner
l’ionisation de vastes étendues de H2.
44 La provenance de ces particules est encore obscure, mais il est probable que, dans les cas où les filaments sont
connectés à des nuages moléculaires, les particules soient injectées par des amas d’étoiles jeunes et chaudes.
45 Le Quintuplet est connu, en particulier, pour abriter ce qui semble être l’étoile la plus brillante de toute la Voie
1°
Visible Infrarouge proche (2MASS,JHKS)
Centre
Galactique GalactiqueCentre
M6
NGC 6357 NGC 6334 (Patte de chat) M7
Figure 3.5— Le centre Galactique mis à nu. (Gauche) Les degrés centraux de la
Galaxie en visible. (Droite) La même région en infrarouge proche par le relevé 2MASS permet de s’affranchir d’une bonne partie de l’écran interstellaire. Les fausses couleurs utilisées (rouge, vert, bleu pour 2.2, 1.6 et 1.2 µm, respectivement) illustrent le fort rougissement des étoiles du centre Galactique.
récente ou permanente, en tout cas assez inhabituelle étant donné la présence d’un trou noir supermassif à proximité (Morris 1993).
Même si la dynamique de cette région est contrôlée essentiellement par le contenu stellaire, le centre Galactique possède également une quantité de grands nuages moléculaires très denses (∼104 cm−3) qu’on devine48 sur l’image Spitzer reproduite sur la Figure 3.6 (haut). La zone couverte par cette image s’étend sur 600 pc en longitude Galactique et 100 pc en latitude. Elle a été baptisée la « zone centrale moléculaire » (Central Molecular Zone, CMZ) et renferme à elle seule une fraction significative de la masse de l’ensemble du gaz moléculaire de notre Galaxie (∼106M , soit 10% de la masse totale, alors qu’elle ne représente que 1% de la Voie Lactée en volume). Ces nuages moléculaires sont des sites privilégiés de formation stellaire et alimentent en partie le complexe Sgr A.
3.6 Le centre Galactique en rayons X
La première annonce de détection d’une source X dans le Sagittaire date des débuts de l’astro-nomie X (Bowyer et al. 1965). Elle est à porter au crédit du groupe de Herbert Friedman49du Naval Research Laboratory (NRL), qui a eu recours au vol d’une fusée Aerobee pour effectuer ses observations en 1964. Des mesures par des groupes rivaux des institutions MIT, Lockeed, et AS&E, se sont multipliées par la suite (Clark et al. 1965, Fisher et al. 1966, Gursky et al. 1967, Bradt et al. 1968). Il est alors apparu clairement que la plupart des nouvelles sources détectées se rassemblent autour du noyau Galactique, tandis que ce dernier semble lui-même beaucoup
47 La raie infrarouge Paαde l’atome d’hydrogène est associée au passage de l’électron du niveau n = 4 à n = 3.
48 Ils se détachent beaucoup mieux sur les cartes de l’infrarouge lointain et du (sub)millimétrique du fait de leur
rayonnement thermique et des raies rotationelles des molécules qui les composent (e.g. Tsuboi et al. 1999a).
49 Au lendemain de la seconde guerre mondiale, Friedman équipe des fusées V2 (capturées aux forces allemandes)
de compteurs Geiger aptes à collecter des rayonnements de haute énergie. En 1949, il propulse l’ensemble à haute altitude et révèle la première source X du ciel, notre Soleil. Seulement, rapporté aux distances des autres étoiles, le flux de ce dernier est très faible, ce qui aurait pu marqué la mort dans l’œuf de l’astronomie X... Mais en 1962, contre toute attente, Ricardo Giaconni et son équipe ont découvert la première binaire X, Sco X-1, ce qui a permis à l’astronomie X de prendre définitivement son envol.
Spitzer / IRAC Spitzer / IRAC Hubble / NICMOS Sgr A Filaments des Arches Amas des Arches Amas du Quintuplet Amas des Arches Etoile Pistol 5’ 12 pc 0.25° 37.5 pc