La distribution spatiale du gaz interstellaire dans le disque Galactique

Galactique

La Fig. 3.1 pr´esente la distribution radiale de la densit´e de colonne des trois ´etats, ionis´e (HII), neutre (HI) et mol´eculaire (H₂), du gaz interstellaire dans le disque Galactique. Nous

0 5 10 15 20 25 30 0 5 10 15 20

N

[

1

0

cm

]

! [kpc]

Fig. 3.1: Densit´e de colonne des noyaux d’hydrog`ene pr´esents dans le disque Galactique sous la forme de HII (trait pointill´e), HI(trait tiret´e) et H<sub>2</sub> [d’apr`es Bronfman et al., 1988 (trait continu ´epais) et d’apr`es Clemens et al., 1988 (trait continu fin)] en fonction du rayon Galactocentrique ρ. D’apr`es Ferri`ere [2001].

invitons les lecteurs `a consulter les articles de Ferri`ere [2001] et de Cordes & Lazio [2003] pour avoir une description plus pr´ecise des mod`eles de distribution spatiale des phases du milieu interstellaire dans le disque Galactique. La Table 3.1 r´esume quelques propri´et´es physiques des cinq phases du milieu interstellaire.

La distribution spatiale des r´egions HII suit `a peu pr`es la distribution spatiale des ´etoiles jeunes et chaudes qui ionisent le milieu interstellaire avec leur rayonnement UV. La distribution radiale de la densit´e de colonne du gaz ionis´e pr´esente un maximum `a

un rayon Galactocentrique de ∼ 4.5 kpc. L’´echelle de hauteur de ces r´egions HII est de

∼150 pc [Cordes et al. 1991; Taylor & Cordes 1993]. Cependant, les mesures de dispersion

Phase Temp´erature [K] Densit´e vraie Masse totale [M¯]

en hydrog`ene [cm−3_]

Chaude ∼ 106 _{quelques 10}−3

Ti`ede ionis´ee ∼ 8000 0.2 − 0.5 & 1.6 × 109 _M

¯ Ti`ede atomique 6000 − 104 _{0.2 − 0.5} o & 6.0 × 109 _M ¯ Froide atomique 50 − 100 20 − 50 Mol´eculaire 10 − 20 102 _{− 10}6 _{(1.3 − 2.5) × 10}9 _M ¯

Tab. 3.1: Propri´et´es physiques des diff´erentes phases du milieu interstellaire dans le disque Galactique. D’apr`es Ferri`ere [2001].

pr´esence d’un milieu diffus ionis´e non corr´el´e aux r´egions HII avec une ´echelle de hauteur de ∼ 1 kpc [Cordes et al. 1991].

Dans le disque Galactique, la distribution radiale du gaz atomique est approximati- vement uniforme `a l’int´erieur de l’orbite solaire. La distribution du gaz atomique dans le disque Galactique peut ˆetre mod´elis´e `a partir de trois disques avec des ´echelles de hauteur de ∼127 pc, ∼318 pc et ∼430 pc [Dickey & Lockman 1990].

Dans le disque Galactique, la distribution du milieu mol´eculaire suit approximative- ment celle du gaz ionis´e, la densit´e de colonne est maximale `a un rayon Galactocentrique ∼ 4.5 kpc. Cette sur-densit´e en gaz mol´eculaire constitue ce que l’on appelle l’anneau mol´eculaire. Dans le disque Galactique, l’´echelle de hauteur du gaz mol´eculaire, au niveau de l’orbite solaire, est ∼ 70 pc − 80 pc [Bronfman et al. 1988; Clemens et al. 1988].

3.2

Le contenu en gaz du bulbe Galactique

C’est lorsqu’on regarde vers le centre de notre Galaxie que la quantit´e de mati`ere (gaz, poussi`ere, ´etoiles) pr´esente le long de la ligne de vis´ee est la plus importante. Cette mati`ere, responsable de l’extinction interstellaire, rend difficile notre exploration des r´e- gions centrales de notre Galaxie. Heureusement les progr`es technologiques et scientifiques r´ealis´es ces dix derni`eres ann´ees nous ont permis de p´en´etrer plus en profondeur le milieu interstellaire et d’am´eliorer nos connaissances concernant le gaz interstellaire dans le bulbe Galactique.

Le bulbe Galactique repr´esente la zone de notre Galaxie qui se situe `a l’int´erieur d’un rayon Galactocentrique de ∼ 3 kpc. De nombreuses observations indiquent que les r´egions externes du bulbe Galactique (1.5 kpc < ρ < 3 kpc) sont tr`es pauvres en mati`ere interstellaire. On observe cependant une forte concentration de gaz interstellaire dans les r´egions internes (ρ . 0.3 kpc) du bulbe [Mezger et al. 1996; Morris & Serabyn 1996]. Le gaz atomique semble ˆetre distribu´e dans un disque inclin´e pouvant s’´etendre jusqu’`a un rayon de ∼1.5 kpc [Burton & Liszt 1978; Liszt & Burton 1980]. Une grande fraction du gaz mol´eculaire est concentr´ee dans une r´egion centrale que l’on appelle zone centrale mol´eculaire (CMZ pour Central Molecular Zone) et qui se situe `a l’int´erieur d’un rayon Galactocentrique de ∼200 pc. La CMZ serait elle mˆeme compos´ee d’un disque interne entour´e par un anneau d’un rayon moyen de ∼180 pc (par la suite, on nommera cet anneau l’anneau `a 180 pc).

Selon Launhardt et al. [2002], ∼ 90 % de la masse totale d’hydrog`ene pr´esent dans la

CMZ (estim´ee a ∼ 6 × 107 _M

¯ `a partir de l’´emission infrarouge de la poussi`ere mesur´ee

par IRAS et COBE DIRBE) est condens´ee sous la forme de nuages mol´eculaires compacts occupant une faible fraction du volume total de la CMZ. Les 10 % restants sont distribu´es

dans le milieu inter-nuage d’une densit´e moyenne, en hydrog`ene, de ∼ 10 cm−3_{. Ce milieu}

inter-nuage est chauff´e, et certainement ionis´e, par le rayonnement UV des ´etoiles pr´esentes dans la CMZ.

L’ensemble des observations r´ealis´ees `a diff´erentes longueurs d’onde indiquent que le gaz interstellaire n’est pas distribu´e de mani`ere sym´etrique par rapport au centre Galac- tique. De plus, les ´etudes de la distribution des nuages, en termes de distributions spatiale

Fig. 3.2: Vue sch´ematique, non `a l’´echelle, des diff´erentes orbites du gaz interstellaire au voisinage du centre Galactique. Depuis l’ext´erieur vers l’int´erieur, les orbites de couleur

rouge repr´esentent les orbites OLR, de corotation et ILR, respectivement. Les orbites x1

des orbites non circulaires. A partir de ces deux constats − une distribution non sym´e- trique et des orbites non circulaires − il fut d´eduit que le gaz interstellaire ´evolue dans le potentiel gravitationnel d’une barre Galactique.

En effet, les calculs th´eoriques et les simulations num´eriques montrent que les parti- cules du gaz interstellaire, tournant autour du centre Galactique `a la vitesse angulaire Ω0

et soumis au potentiel gravitationnel d’une barre tournant `a la vitesse angulaire Ωb, se

positionnent sur deux familles d’orbites stables : les orbites dites x2 et les orbites dites x1. On distingue ´egalement trois orbites particuli`eres : l’orbite de r´esonance interne de

Lindblad (ILR pour Inner Lindblad Resonance) sur laquelle Ωb = Ω0 − κ0/2, l’orbite

de co-rotation sur laquelle Ωb = Ω0 et l’orbite de r´esonance externe de Lindblad (OLR

pour Outer Lindblad Resonance) sur laquelle Ωb = Ω0 + κ0/2. Ici, κ0 est la fr´equence

´epicyclique2 _{du gaz.}

Les orbites x2, vraisemblablement associ´ees `a la CMZ, se situent `a l’int´erieur de l’ILR. Elles sont elliptiques avec leur grand axe orient´e perpendiculairement au grand axe de

la barre Galactique. Les orbites x1, vraisemblablement associ´ees `a la barre Galactique,

sont ´egalement elliptiques et se situent `a l’ext´erieur de l’ILR. G´en´eralement, leur grand axe est parall`ele au grand axe de la barre Galactique. Entre l’orbite de co-rotation et l’OLR, les orbites x1 sont instables [Contopoulos & Mertzanides 1977; Contopoulos & Papayannopoulos 1980; Athanassoula 1992]. La Fig. 3.2 sch´ematise les diff´erentes orbites du gaz interstellaire dans le potentiel gravitationnel d’une barre Galactique.

Le gaz interstellaire, soumis au potentiel gravitationnel de la barre Galactique, ´evolue

sur les orbites x1 stables. A cause de processus de dissipation d’´energie, le gaz migre

lentement vers des orbites x1 internes, de plus petites dimensions, qui n´ecessitent moins

d’´energie pour maintenir le mouvement du gaz autour du centre Galactique. Lorsque le gaz passe sur des orbites x1 internes `a l’ILR, il se retrouve sur des orbites instables o`u les processus de dissipation d’´energie sont plus importants. C’est alors que le gaz interstellaire chute rapidement dans la direction du centre Galactique jusqu’`a ce qu’il se positionne sur les orbites stables x2. Parce que les orbites x2 sont plus circulaires que les orbites x1, les processus de dissipation d’´energie y sont moins importants et le gaz migre plus lentement vers le centre Galactique [Binney et al. 1991]. Ce ph´enom`ene permet d’expliquer la grande densit´e en gaz interstellaire observ´ee dans la CMZ.

Plusieurs mod`eles simulant la dynamique de la Galaxie et la rotation du gaz dans le potentiel de la barre Galactique ont ´et´e d´evelopp´es pour reproduire la distribution de vitesses des nuages au voisinage du centre Galactique. Ces diff´erents mod`eles ont ´et´e utilis´es pour estimer les dimensions spatiales de la barre Galactique et de la CMZ. Nous n’en ferons pas la description ici mais nous invitons les lecteurs `a consulter l’article de Ferri`ere et al. [2007] (pr´esent´e en Annexe A) pour prendre connaissance de ces diff´erents mod`eles.

Nous allons maintenant nous int´eresser au contenu en gaz du bulbe Galactique.