ID Nom Coef Teff
1 W 2.3e+00 2600 5 2.5e-01 5000 6 5.1e-01 3200 7 2.4e-02 >25000 8 1.8e-01 5000 10 1.9e-01 3500 12 8.0e-03 >25000 13 2.5e-01 2800 14 4.2e-01 2500 15 5.7e-02 4000 16 5.2e-02 3800 18 2.6e-03 >25000 19 E6 3.2e-03 >25000 20 3.0e-02 4000 Table 8.5: Paramètres de l’ajustement monotherme pour toutes les étoiles du champ n’appartenant pas à IRS 13, ainsi que 13W et 13E6. (Pour 13W, seule la composante la plus chaude est donnée ici.)
8.6 IRS 13E, un amas compact d’étoiles massives
Comme nous l’avons vu, IRS 13E n’est composé que d’étoiles massives, six au total dans un diamètre de 0, 5′′. Ces étoiles comportent également toutes un excès infrarouge à 3 µm, significatif du fait qu’elle sont toutes entourées de poussière. La comparaison avec les autres étoiles du champ, qui ne comportent pas cet excès infrarouge, tend à prouver que les étoiles de IRS 13E n’apparaissent pas seulement proches en projection, mais sont également proches sur la ligne de visée, étant dans le même nuage de poussière. En outre, les mouvements propres mesurés par Ott et al. (2003a) (Fig. 8.8) montrent que les étoiles du complexe sont animées d’un mouvement d’ensemble, alors que les vitesses des autres étoiles du champ sont isotropes. Tous ces éléments démontrent que IRS 13E ne saurait être une concentration d’étoiles fortuite, mais que les étoiles que le composent ont une origine commune, et ont probablement toujours été liées en un amas compact. Cela fait d’IRS 13E un amas d’étoiles, jeunes qui plus est, puisque plusieurs membres ont déjà atteint le stade Wolf-Rayet. Cet objet est unique en son genre dans le Centre Galactique: l’imagerie haute résolution de toutes les étoiles à hélium montre que seule IRS 13E se présente comme un amas compact (Figs 1 et 2 de Paumard et al. 2001, Annexe A).
Compte tenu de la nature d’IRS 13E (un amas d’étoiles massives) et de chacune de ses composantes, ainsi que de la position de l’émission X (Fig. 8.8), il convient de se poser la question de l’origine de l’émission X détectée par Chandra (Baganoff et al. 2003). Trois hypothèses sont détaillées dans la Sect. 6 de Maillard et al. (2003, Annexe C):
1. IRS 13E2 est contenue dans la boite d’erreur de la position de l’émission X, l’hypothèse de Coker et al. (2002a) selon laquelle cette étoile est une binaire X composée d’une étoile post-LBV et d’une étoile de type O est donc possible, mais il faudrait
dé-134 CHAPTER 8. UN OBJET EXCEPTIONNEL : IRS 13E montrer la binarité de la source par la mise en évidence d’une périodicité dans l’émission X;
2. la boite d’erreur est légèrement décalée au sud-ouest du complexe, il est possible qu’il s’agisse d’une source de champ indépendante de celui-ci, comme il en existe un grand nombre dans le Centre Galactique (Fig. 2.11, p. 31);
3. enfin, l’émission X pourrait provenir de l’amas lui-même dans sa globalité, étant provoquée par les chocs entre les vents de l’ensemble des étoiles chaudes, de façon similaire à la source A1 au cœur de l’amas des Arches.
Part III
Cinématique du milieu interstellaire du
parsec central
Chapter 9
Introduction
Je présente dans cette partie une étude structurelle et cinématique de la Minispirale, telle qu’elle apparaît dans les raies d’hydrogène Brγ à 2, 166 µm, et d’HeI à 2.058 µm. Pour cette étude, j’ai développé des logiciels spécifiques, notamment les procédures nécessaires à la décomposition de la Minispirale en composantes de vitesse, qui ont été réutilisées par Noel et al. (2003, Annexe G) dans le cadre de l’étude de la région de for-mation d’étoiles S106, et les procédures d’ajustement d’orbites sur une carte de vitesse radiale. L’ensemble de ce travail fait l’objet de l’article Paumard et al. (2003a), en An-nexe E. Cette étude est fondée uniquement sur des données BEAR: d’une part les don-nées HeIacquises en juin 2000 et présentées Sect. 7.2.1, et d’autre part des données dans la raie Brγ de l’hydrogène à 4616, 55 cm−1, acquises à travers un filtre 4585–4658 cm−1
les 25 et 26 juillet 1997, constituées d’une mosaïque de deux champs circulaires cou-vrant l’essentiel d’un champ de 40′′
× 28′′orienté E–O. Les données brutes contiennent 512 plans, avec un temps d’intégration de 7 s par plan. La résolution spectrale de ces données est de 21, 3 km s−1. La réduction de ces données a déjà été décrite, Sect. 5.6.
Sgr A Ouest (Sect. 2.2.1, Fig. 9.1) ressemble à une spirale essentiellement en raison de la façon dont ses différents composants s’agencent. Une nouvelle étude des données de Lacy et al. (1991) par Vollmer & Duschl (2000), utilisant des représentations
tridimen-Barre Minicavité + SgrA* Bras Est Bras Nord
Figure 9.1: Image composite RVB de la Minispirale (Sgr A Ouest) obtenue à l’aide de cubeview pour Yorick (Sect. 5.6.1) à partir du cube BEAR en Brγ, entre −350 km s−1 (bleu) et +350 km s−1
(rouge). Les détails standards sont in-diqués: les Bras Nord et Est, la Barre, et la Minicavité. Quelques étoiles à raie d’émission apparaissent comme des points brillants.
138 CHAPTER 9. INTRODUCTION sionnelles du cube de données, à montré une vision plus complexe de l’ensemble, dans laquelle le Bras Est est décomposé en un ruban (Ribbon) ténu au bout duquel se dessine un long doigt (Finger) de haute densité pointant en direction de Sgr A*. Ils mentionnent également deux petites composantes superposées à la Barre.
Par une nouvelle analyse structurelle de Sgr A Ouest dans deux raies différentes (Brγ et HeI), nous tenterons dans le Chap. 10 de mieux définir le contenu du parsec central en gaz ionisé, en décomposant la Minispirale en objets physiquement distincts dont nous établirons les cartes de vitesse radiale. Dans le Chap. 11, nous tâcherons d’étudier le Bras Nord sous des hypothèses keplériennes, afin de déterminer entre autre sa morphologie tridimensionnelle. Ces deux études nous permettrons de discuter la nature et de l’origine la Minispirale.
Chapter 10
Analyse structurelle de Sgr A Ouest
Sommaire
10.1 Introduction . . . 140 10.2 Décomposition du profil d’émission . . . 144 10.2.1 Profil de raie . . . 144 10.2.2 Moteur d’ajustement . . . 145 10.2.3 Première étape: ajustement d’un profil multiple par point du
champ . . . 145 10.2.4 Seconde étape: identification des structures . . . 146 10.2.5 Troisième étape: exploration, interprétation et correction des
ré-sultats . . . 146 10.2.6 Quatrième étape: itération de l’ajustement . . . 147 10.2.7 Cinquième étape: itération de l’identification des structures . . . 147 10.2.8 Critère de convergence . . . 147 10.2.9 Résultats et limitations de la méthode . . . 148 10.2.10 Cartes complémentaires . . . 148 10.3 Résultats généraux concernant la Minispirale . . . 149 10.3.1 Taille des structures . . . 150 10.3.2 Gradient de vitesse . . . 150 10.3.3 Fluctuations aux petites échelles . . . 150 10.3.4 Rapport de raie [HeI]/[Brγ] . . . 150 10.4 Morphologie du gaz ionisé au sein de Sgr A Ouest . . . 151 10.5 Discussion . . . 158
140 CHAPTER 10. ANALYSE STRUCTURELLE DE SGR A OUEST
10.1 Introduction
En tout point du champ, le profil d’émission Brγ apparaît complexe. L’étude du cube à l’aide decubeview(Fig. 10.1) en balayant l’intervalle de vitesses (−400 à 400 km s−1) montre que la Minispirale est composée de structures distinctes, dont certaines, comme le Bras Nord, ont l’apparence de flots, et qui se superposent sur la ligne de visée. Bien entendu, on peut localement se faire une idée de la morphologie de ces structures en se servant de cubeview pour en produire des images en bande étroite. Cependant, les gradients de vitesse en leur sein sont tels qu’il n’est pas possible d’en produire des images complètes et indépendantes par cette méthode, et ce pour deux raisons:
• pour obtenir le meilleur rapport signal-sur-bruit, l’idéal est de produire des im-ages dans des bandes de la même largeur que la raie observée, mais en raison des intenses gradients de vitesse, on est obligé pour couvrir toute la bande de vitesse d’une structure donnée de considérer des images dans des bandes beaucoup plus large que cela, ce qui réduit considérablement le rapport signal-sur-bruit;
• d’après le point ci-dessus, l’image d’une structure ne peut être obtenue qu’à travers une bande relativement large, or une structure ne peut apparaître isolée sur une bande d’une telle largeur: il n’est donc pas possible d’isoler une structure par ce moyen.
Outre la séparation de la Minispirale en structures physiquement indépendantes, on souhaite obtenir les cartes de vitesses de ces structures. Une première façon de faire est d’indiquer en chaque point la position du maximum du spectre correspon-dant (Fig. 10.2); cela donne bien une carte de vitesse, mais seulement de la composante la plus brillante en chaque point. De plus pour les zones où aucune raie n’est détec-tée à plus de 1σ, la vitesse « mesurée » correspond en fait au maximum du bruit, ce qui impose d’appliquer un masque sur la carte pour ne conserver que les régions où le rapport signal-sur-bruit est suffisant. Une seconde méthode pour visualiser la carte de vitesses est de produire une image en trois couleurs (Fig. 10.3), à partir d’images pro-duites à travers trois filtres spectraux virtuels, sur lesquels l’opérateur à tout contrôle. Cette méthode (implémentée dans cubeview pour Yorick, Sect. 5.6.1) fonctionne assez bien car on arrive à percevoir éventuellement plusieurs composantes de vitesses superposées, et les zones les plus complexes ou recélant une étoile à raie d’émission large, ayant une émission répartie dans les trois « filtres », apparaissent en blanc. De plus, sur une telle carte, seule la couleur représente la vitesse, l’information sur le flux intégré étant quant à elle conservée. Le principal inconvénient de la méthode est que, si l’image produite est tout à fait adaptée à une visualisation, l’essentiel de l’information contenue dans le cube de départ est perdue dans l’opération, et cette façon de procéder ne donne pas une carte de vitesses directement exploitable.
Pour obtenir des images indépendantes des structures, il est donc nécessaire de procéder autrement. On se propose ici d’exposer une méthode permettant de le faire, et d’obtenir simultanément les cartes de vitesses desdites structures. L’idée fondamentale
10.1. INTRODUCTION 141
Figure 10.1: Fenêtre decubeview(Sect. 5.6.1). Le panneau de gauche indique l’image intégrée sur la bande sélectionnée, en l’occurrence toute la bande représentée sur le panneau de droite. Le spectre est celui du pixel encadré en rouge, de coordonnées 52– 24(en pixels), à l’extrémité du Bras Est. On voit nettement que ce spectre comporte au moins quatre raies, issues de quatre structures distinctes.
est que le profil d’émission en un point donné peut être considéré comme la somme des profils issus de chacune des structures présentes sur la ligne de visée (Fig. 10.1). Cha-cun de ces profils individuels doit pouvoir être considéré en première approximation comme gaussien. La largeur d’une gaussienne prendra en compte à la fois l’agitation thermique au sein de la structure, la turbulence, et également le gradient de vitesse le long de la ligne de visée. On considérera que la carte de vitesse d’une structure peut être décrite comme une fonction des deux coordonnées sur le ciel, c’est-à-dire que l’on ne s’autorise pas à considérer qu’une structure puisse soit se scinder en deux, soit, du fait de sa courbure, être présente à plusieurs vitesses différentes sur une même ligne de visée. Cette hypothèse simplifie beaucoup l’implémentation de la méthode, mais comme nous le verrons plus loin, n’est pas tout à fait respectée dans le cas du Bras Nord.
Dans un premier temps, nous ajusterons sur chaque spectre extrait du champ un profil contenant plusieurs composantes, puis nous comparerons les profils voisins pour tâcher de reconstruire les cartes en vitesse. Après analyse manuelle et interprétation des résultats, nous aurons appris des informations qui, introduites dans la chaîne de
142 CHAPTER 10. ANALYSE STRUCTURELLE DE SGR A OUEST
Figure 10.2: En chaque point de cette image a été reportée la vitesse correspondant au maximum du spectre mesuré en ce point. Les régions où ce maximum était plus bas qu’une certaine valeur, ainsi que la région de IRS 7, ont été laissées en blanc. Il reste cependant quelques artefacts liés au bruit. On reconnaît aisément le Bras Est en jaune et rouge, le Bras Nord dans un dégradé de couleurs allant du vert au noir, la Barre dans un dégradé de couleurs moins important, et enfin sur la droite du champ, en bleu clair, la partie la plus interne de l’Arc Ouest. La position de Sgr A* est marquée d’une croix rouge.
10.1. INTRODUCTION 143
Figure 10.3: Cette image, obtenue à l’aide de cubeview pour Yorick (Sect. 5.6.1), est composée de trois images obtenues à partir du cube de données Brγ en simulant trois filtres bien choisis. Il s’agit d’une carte de vitesses dans la mesure où les régions s’éloignant de l’observateur apparaissent en rouge, alors que les régions qui s’en rap-prochent apparaissent en bleu. Au bout du Bras Est, on voit nettement que cette struc-ture rouge se superpose à l’autre strucstruc-ture, bleue à cet endroit, que constitue le Bras Nord. Cette méthode de visualisation permet donc d’appréhender la superposition de plusieurs structures. La couleur violette correspond à une vitesse de −350 km s−1, la couleur rouge à une vitesse de +350 km s−1. La vitesse nulle se retrouve en vert, au niveau de la partie la plus brillante du Bras Nord. Quelques étoiles à raies d’émissions sont visibles comme des sources ponctuelles.
144 CHAPTER 10. ANALYSE STRUCTURELLE DE SGR A OUEST traitements, nous permettrons de répéter les phases d’ajustements de profils et de re-construction des structures, jusqu’à parvenir à des résultats stables et crédibles. Nous appliquerons ensuite la méthode à la Minispirale en Brγ et en HeI afin d’en étudier la morphologie. La première version des procédures IDL mises en jeux a été écrite par Marc Antoine Miville-Deschênes, dans le cadre de l’étude des cirrus galactiques à partir de la raie à 21 cm de l’hydrogène (cf. par exemple Miville-Deschênes et al. 2002). Elles ont été améliorées et augmentées au cours du présent travail, en particulier en adaptant le code à la PSF de BEAR (Sect. 10.2.1), et en ajoutant les procédures de détermina-tion automatique des paramètres de départ pour chaque point du champ (Sect. 10.2.3). Nous avons également développé des procédures d’analyse et de traitement des résul-tats, nécessaires pour itérer efficacement la méthode dans le cas de la Minispirale, plus complexe que celui des cirrus galactiques (Sect. 10.2.5).