d’accrétion avec un taux assez bas.
Plusieurs structures en forme de disques ou de tores sont connues à diverses échelles autour du Centre Galactique, mais le disque d’accrétion lui même n’a encore jamais été mis en évidence. La première question qui se pose est de savoir comment le gaz est transféré d’une de ces structures à une autre, et au disque d’accrétion interne. L’autre question qui se pose est de savoir si l’accrétion est permanente, ou si au contraire elle fluctue dans le temps, auquel cas le Centre Galactique pourrait connaître des épisodes d’activité séparées par des périodes d’inactivité.
Le problème est bien énoncé par Pogge & Martini (2002) : « [t]he problem of providing fuel to an AGN from the vast reservoirs of interstellar gas found in the disks of spiral galaxies is how to remove the angular momentum from the gas so it can fall into the nucleus.» Les mêmes auteurs soulignent également que la différence majeure entre les AGN et les galaxies normales est peut-être simplement le taux d’accrétion, probablement insuffisant dans les galaxies normales pour entretenir l’activité du noyau.
3.4 Objectifs
On se propose d’utiliser des données de spectro-imagerie BEAR pour étudier d’une part la nature des étoiles à hélium du parsec central et d’autre part la dynamique du gaz ionisé de cette région qui leur est associé. On associera des données d’imagerie haute résolution. On souhaite apporter une compréhension approfondie de la structure du gaz interstellaire dans la région et comprendre l’origine des étoiles massives.
Le spectro-imageur BEAR est un prototype d’instrument pouvant permettre de faire ce genre d’observations en combinant haute résolution spatiale et haute résolution spec-trale en IR sur des bandes specspec-trales étroites. Les caractéristiques de cet instrument se-ront discutées dans le chapitre qui lui est consacré. Le parsec central a été observé par cet instrument dans la raie de HeI à 2,06 µm, ainsi que dans la raie Brγ de l’hydrogène à 2,16 µm. La résolution spatiale de ces données est celle de la turbulence sur le site du Mauna Kea, et la résolution spectrale atteint 21,3 km s−1 (R = 14 000) pour les données Brγ. À ces données de spectro-imagerie ont été associées des données d’imagerie à haute résolution spatiale en provenance de plusieurs télescopes équipés d’optique adaptative et du télescope spatial Hubble. La Partie I présentera les méthodes observationnelles sous-tendues par ces données, en particulier le spectro-imageur BEAR (Chap. 5) ainsi que la problématique de l’imagerie haute résolution (Chap. 6).
À l’aide de ces données, on souhaite dans un premier temps étudier la nature et l’origine des étoiles jeunes et massives du parsec central (Partie II). Dans le Chap. 7, on se propose de séparer l’émission spectrale du milieu interstellaire et celle des étoiles à hélium afin de mieux analyser les propriétés de celles-ci. Le Chap. 8 montrera une analyse détaillée de l’une d’entre elle, dénommée IRS 13E, qui se révélera être un amas compact. Enfin, dans la Partie III, on présentera une analyse de la structure et de la
46 CHAPITRE 3. PROBLÉMATIQUE cinématique du gaz ionisé au sein de Sgr A Ouest, afin d’en appréhender la nature et l’origine.
L’ensemble de cette étude va dans le sens d’une formation des étoiles massives du parsec central dans un événement de formation stellaire en amas massif à quelques parsecs ou dizaines de parsecs du centre de la Galaxie, et renforce l’idée que le gaz ionisé de Sgr A Ouest, la Minispirale, trace la surface d’un certain nombre de nuages de poussière étirés par les effets de marée.
Première partie
Méthodes observationnelles
Chapitre 4
Introduction
Les différentes études menées au cours de ma thèse ont nécessité l’utilisation de don-nées observationnelles et leur réduction à l’aide de logiciels spécifiques qu’il m’a parfois fallu développer. Je me suis en particulier servi de données de spectro-imagerie fournies par le spectromètre à transformée de Fourier du CFHT en mode imagerie BEAR (Simons et al.1994; Maillard 1995), afin d’une part d’étudier la population des étoiles à hélium du parsec central (Chap. 7) et d’autre part la structure et la dynamique de la région io-nisée Sgr A Ouest (Partie III). J’ai été amené à y associer des données d’imagerie haute résolution en provenance de télescopes au sol équipés d’optique adaptative et du téles-cope spatial Hubble, traitées à l’aide de logiciels adaptés pour en extraire l’information d’astrométrie et de photométrie avec une précision supérieure à la résolution dans le but de mieux comprendre l’objet complexe IRS 13E (Chap. 8).
Dans cette partie, je présenterai les éléments instrumentaux et logiciels utilisés dans les parties suivantes. Le Chap. 5 présente le spectro-imageur BEAR, son fonctionne-ment, les données qui en sont issues, ainsi que les logiciels standard de traitement de ces données. Le Chap. 6 présente quelques réflexions sur les méthodes d’imagerie haute résolution et l’extraction d’information haute résolution à partir de données d’imagerie, notions abondamment utilisées au Chap. 8, mais également dans mes autres travaux, au moins pour comparaison.
Chapitre 5
L’instrument BEAR
Sommaire
5.1 Introduction . . . 51 5.2 Le spectromètre à transformée de Fourier . . . 52 5.2.1 Un interféromètre de Michelson . . . 52 5.2.2 Montage à deux entrées et deux sorties . . . 53 5.3 Le mode imageur BEAR . . . 54 5.4 Les données . . . 56 5.5 Les caractéristiques de BEAR . . . 58 5.6 Logiciels standards de réduction des données . . . 58 5.6.1 cubeview: visualisation des cubes . . . 58 5.6.2 BEARprocess: génération des cubes spectraux . . . 60 5.6.3 BEAR_calib: calibration relative et absolue . . . 61 5.6.4 PSubCub_gen: sélection de la bande et rééchantillonnage . . . . 61 5.6.5 Merge_Cube: création de mosaïques . . . 63 5.6.6 Correction du mouvement de la Terre. . . 63 5.6.7 Rotation du champ . . . 63 5.6.8 Soustraction du continuum . . . 63
5.1 Introduction
BEAR, l’instrument qui nous a permis de reprendre l’analyse de la nature des étoiles à hélium du Centre Galactique, est un spectro-imageur à transformée de Fourier (Ima-ging Fourier Transform Spectrometer, IFTS), résultat du couplage d’un spectromètre à transformée de Fourier (FTS) à haute résolution, et d’une caméra infrarouge de type NICMOS (Simons et al. 1994; Maillard 1995). Dans ce chapitre, je détaillerai le fonc-tionnement du FTS, puis celui du mode imageur BEAR. J’introduirai alors le type de données acquises avec cet instrument, avant de présenter les procédures standard de
52 CHAPITRE 5. L’INSTRUMENT BEAR FIG. 5.1 – Schéma d’un
in-terféromètre de Michelson simple. Le faisceau lumi-neux, rendu parallèle par un collimateur, est divisé en deux par une séparatrice. Chaque faisceau s’engage dans un bras de l’interféro-mètre, et est renvoyé vers la séparatrice par un miroir. La séparatrice recombine les deux faisceaux, qui inter-fèrent à cet endroit avant de se diriger vers le détecteur. La différence de marche est réglable car l’un des deux miroirs est mobile.
✁✁✁✁✁✁✁✁✂✁✂✁✂✁✂✁✂✁✂✁✂✁✂ ✄ ✄ ✄ ✄ ✄ ✄ ✄ ✄ ☎ ☎ ☎ ☎ ☎ ☎ ☎ ☎ Miroir fixe Miroir mobile d Détecteur Collimateurs Séparatrice
traitement de ces données. BEAR étant un prototype, les travaux que nous avons me-nés ont été l’occasion de mieux comprendre son fonctionnement, et donc d’améliorer les procédures de traitement. Ces améliorations seront présentées au Chap. 7, avec les données que nous avons exploitées.