on pourrait cependant d´ej`a essayer de voir si le continuum et la raie du fer ont bien des hauteurs d’´echelle diff´erentes.
En fait, aucun r´esultat obtenu jusqu’`a pr´esent ne permet de comparer les ´echelles du continuum et des raies du fer. Les cartes du plan Galactique obtenues `a haute ´energie avec les missions ant´erieures comme Ginga ou ASCA ne concernent que des r´egions plus lointaines (Yamauchi et al. 1996, Kaneda et al. 1997) ou uniquement l’une des deux grandeurs (Yamau- chi et al. 1990, pour l’´emission dans la raie `a 6.7 keV). Plus r´ecemment, Chandra a obtenu de beaux r´esultats de la r´egion centrale, mais son champ ´etait trop restreint pour pouvoir estimer des ´echelles de hauteur (50 pc×50 pc). Peut-ˆetre les cartes de la r´egion centrale ob- tenues avec XMM-Newton mais encore non publi´ees pourront-elles permettre de contraindre la distribution spatiale de l’h´elium et du fer. Beaucoup d’espoirs ´etaient fond´es sur le satel- lite japonais Astro-E2, lanc´e en Juillet dernier. D`es Aoˆut, l’instrument principal, XRS, est malheureusement devenu d´efinitivement inutilisable suite `a une fuite d’h´elium (justement !). D’autres observations `a plus grand champ et avec une plus grande statistique, en particu- lier les observations `a hautes latitudes planifi´ees avec XMM, apporteront certainement des r´eponses d´eterminantes sur la stratification.
Les ´el´ements (Mg, Si, S, Ar, Ca...) autres que le fer ne produisent des raies que dans la phase ti`ede `a 0.8 keV et ne peuvent donc pas servir `a tracer la stratification dans le phase chaude `a 8 keV. Si on parvient `a l’observer, la raie de l’argon mentionn´ee `a la section 2.4.1 `
a propos de l’origine de la phase chaude pourrait permettre d’obtenir une nouvelle ´echelle caract´eristique pour un ´el´ement d’une autre masse encore et donc de mieux contraindre la stratification. Cependant, cette raie est tr`es faible et surtout, elle se trouve dans une r´egion du spectre o`u les diverses composantes chaude, ti`ede et non-thermiques sont comparables, si bien que sa mesure d´epend beaucoup des hypoth`eses faites sur ces diff´erentes phases. Il n’est donc pas sˆur que mˆeme Astro-E2 ait pu permettre d’obtenir avec pr´ecision une carte de l’´emission de cette raie et d´eterminer sa hauteur caract´eristique.
2.5 Conclusion
Au vu de ce qui a ´et´e pr´esent´e dans ce chapitre, nous sugg´erons donc que l’´emission `a haute ´energie du spectre issu du centre Galactique puisse provenir d’un plasma chaud `a 8 keV, principalement constitu´e d’h´elium et d’´el´ements plus lourds comme le fer, suffisamment lourd pour ˆetre confin´e par le potentiel gravitationnel de la Galaxie, et qui pourraient avoir une structure stratifi´ee. Ce plasma ne s’´echappant pas, il est plus facile de chercher un m´ecanisme capable de le chauffer jusqu’`a 8 keV. Reste la tache d’identifier ce m´ecanisme.
Chapitre
3
Le chauffage par friction visqueuse
Sommaire
3.1 Id´ee g´en´erale . . . 41 3.2 la viscosit´e de compression . . . 43 3.2.1 Expression . . . 43 3.2.2 Importance de la viscosit´e au centre Galactique . . . 44 3.2.3 Application `a un cylindre infini . . . 45 3.3 Le sillage MHD des nuages sans viscosit´e . . . 49 3.3.1 G´en´eralit´es . . . 49 3.3.2 Les ailes d’Alfv´en . . . 51 3.3.3 Les ailes lentes . . . 52 3.3.4 La perturbation rapide . . . 53 3.3.5 Excitation au niveau du conducteur . . . 54 3.4 Efficacit´e de la viscosit´e au centre Galactique . . . 56 3.4.1 Les ailes d’Alfv´en . . . 57 3.4.2 Les ailes magn´etosonores lentes . . . 60 3.4.3 La perturbation magn´etosonore rapide . . . 60 3.5 Discussion . . . 61 3.5.1 le champ magn´etique . . . 61 3.5.2 Les propri´et´es statistiques des nuages . . . 63 3.5.3 Accr´etion intemittente . . . 64 3.5.4 Validit´e de l’approche fluide . . . 65 3.6 Dynamique et accr´etion des nuages . . . 65 3.6.1 Accr´etion dans la ZMC . . . 66 3.6.2 Rˆole des ailes d’Alfv´en . . . 66
3.1 Id´ee g´en´erale
Il a ´et´e vu au chapitre pr´ec´edent que, dans le cas d’un plasma confin´e, les besoins ´energ´etiques pour expliquer une temp´erature de kBT = 8 keV sont bien plus raisonnables
que s’il s’´echappe. En l’absence d’autres m´ecanismes de refroidissement, la perte d’´energie de ce plasma se fait principalement par radiation en rayonnement X. Cette ´emission int´egr´ee dans toute la zone qui nous int´eresse est de l’ordre de :
Pour pouvoir expliquer la temp´erature de la phase chaude, il faut donc ˆetre capable de fournir cette ´energie. Il faut en outre pouvoir atteindre une temp´erature aussi ´elev´ee que 8 keV. Nous ´etudions dans ce chapitre un m´ecanisme de chauffage qui pourrait remplir ces deux conditions : la dissipation visqueuse d’´energie r´esultant de la friction avec des nuages mol´eculaires.
L’image typique de la r´egion centrale que nous utilisons dans ce chapitre est celle repr´esent´ee sur la figure 3.1. Nous consid´erons une r´egion de taille 300 pc, baign´ee par une mer de plasma
Fig. 3.1 – Vue sch´ematique du centre Galactique, avec un champ magn´etique vertical, des nuages mol´eculaires et un plasma chaud `a 8 keV. La zone repr´esent´ee est un disque de 150 pc de rayon et de 70 pc de demi-´epaisseur.
chaud et travers´ee par un champ magn´etique homog`ene et vertical. Etant donn´ees les di- vergences sur les estimations d’intensit´e du champ magn´etique, nous utiliserons une valeur moyenne de 100 µG, mais nous discuterons de l’influence de champs compris entre 10 µG et quelques mG. De nombreux nuages mol´eculaires froids se d´eplacent dans cette r´egion, spiralant lentement vers l’objet central.
L’id´ee d’un chauffage par viscosit´e se base sur deux observations majeures :
• D’une part, un plasma `a haute temp´erature poss`ede une viscosit´e cin´ematique extrˆemement forte, ce qui permet une dissipation efficace pouvant en outre le chauffer jusque des temp´eratures aussi ´elev´ees que 8 keV.
• D’autre part, les nombreux nuages qui se d´eplacent dans la r´egion du centre Galac- tique poss`edent une grande ´energie potentielle et cin´etique dont une fraction seulement suffirait `a chauffer le gaz `a 8 keV.
Nous ´etudions donc dans ce chapitre comment le plasma `a 8 keV, tr`es visqueux, peut ˆetre chauff´e par la dissipation d’´energie cin´etique des nuages mol´eculaires qui s’y d´eplacent. Nous montrons en particulier que, de mani`ere g´en´erale, le champ magn´etique ainsi que le caract`ere subsonique et subalfv´enique du mouvement des nuages limitent l’efficacit´e de la dissipation. Nous montrons finalement qu’`a champ faible (B . 300µG) et `a champ fort (B & 500µG), la dissipation est assez forte pour compenser les pertes radiatives.
La section 3.2 pr´esente une br`eve description du type de viscosit´e qui agit au centre Galac- tique et une premi`ere application `a un cas simple `a deux dimensions. L’´etude du mouvement des nuages mol´eculaires n´ecessite une approche `a 3 dimensions plus compl`ete. Pour cela, nous cherchons dans un premier temps `a comprendre le sillage MHD de nuages se d´epla¸cant dans un plasma sans viscosit´e. C’est le sujet de la section 3.3. Puis, dans un deuxi`eme temps seulement, nous tentons d’estimer, `a partir de ces r´esultats, le rˆole de la viscosit´e. L’efficacit´e de la dissipation est finalement discut´ee dans la section 3.4.