Il semble maintenant établi que Sgr A? est effectivement un trou noir supermassif et l’étude de cet astre est fondamentale, à la fois pour contraindre l’évolution des régions centrales de notre Galaxie, mais également pour en déduire des informations applicables à la majorité des noyaux de galaxie. La proximité de cet objet spécifique et les caractéristiques de son émission font de Sgr A? un labo-ratoire privilégié pour comprendre les phénomènes et les conditions physiques à proximité des trous noirs. Néanmoins, l’activité actuelle de cet objet est extrêmement faible, avec des luminosités très in-férieures à celles détectées pour des systèmes similaires dans l’Univers proche. Cette sous-luminosité pose problème au regard du taux de matière effectivement accrétée au niveau du trou noir. Ceci a entraîné le développement de modèles alternatifs pour expliquer l’inefficacité radiative du flot d’ac-crétion. Il semblerait que les modèles présentant un flot d’accrétion dominé par l’advection soient plus à même de reproduire les observations même si les paramètres précis de ce modèle ne sont pas encore clairement établis.
également suscité des débats concernant les mécanismes déclencheurs et les processus radiatifs à l’œuvre lors de ces événements. En raison du caractère aléatoire, de la faible intensité et de la brièveté de ces événements, il est en effet difficile d’obtenir des contraintes spectrales fermes concernant les sursauts d’activité de Sgr A?. Durant ma thèse, j’ai pris part à cet effort de caractérisation en participant activement à la campagne d’observation multi-longueur d’onde menée par notre groupe en mars 2012. L’objectif de cette campagne était d’obtenir une contrainte forte du spectre d’un sursaut d’activité de Sgr A?, à la fois en rayons X et en infrarouge. Les enjeux précis et les résultats de ces observations sont présentés dans la Partie II.
Le cycle d’activité de Sgr A? pose également question puisque, à l’instar des autres trous noirs ob-servés, il est possible que cet objet ait changé de phase d’activité ou ait connu un événement ca-tastrophique dans le passé. Une phase d’activité plus intense aurait des conséquences directes sur l’environnement du centre Galactique et pourrait en particulier être responsable de l’émission X non thermique détectée à proximité du trou noir (cf. Section 2.3). Mon travail de thèse prend part au tra-vail de caractérisation des variations de cette émission réfléchie afin de contraindre l’activité passée du trou noir et d’identifier les événements physiques à l’origine de cette émission.
Enfin, l’étude de l’activité de Sgr A?, qu’elle soit présente ou passée, repose sur la connaissance précise de son environnement. En effet, les phénomènes d’accrétion sont directement liés à la matière présente à proximité du trou noir, et l’activité passée de Sgr A? est reconstruite à partir des traces laissées dans les régions internes de la Galaxie, notamment dans les nuages de la zone moléculaire centrale. Le Chapitre 2 présente à cette fin une description détaillée de l’environnement de Sgr A?.
La zone moléculaire centrale : l’environnement de Sagittarius A
?Sommaire
2.1 Les vingt parsecs centraux . . . . 28 2.1.1 L’amas d’étoiles central et les sources remarquables . . . . 29 2.1.2 Les structures du milieu interstellaire . . . . 30 2.2 Structure de la zone moléculaire centrale . . . . 32 2.2.1 Raies d’émission des molécules et émission continue de la poussière . . . . 33 2.2.2 Contraintes sur la distribution de matière de la zone moléculaire centrale . 35 2.3 Emission de haute énergie de la zone moléculaire centrale . . . . 38 2.3.1 Description de l’émission visible en rayons X et à plus haute énergie . . . . 38 2.3.2 Concernant l’origine de l’émission diffuse et non thermique . . . . 41 2.4 L’activité de Sgr A?déduite de son environnement proche . . . . 42
Le trou noir supermassif Sagittarius A?se situe au centre de la Voie Lactée, une galaxie spirale barrée (cf. Figure 2.1, gauche). Cette dernière est constituée de deux structures principales : le disque et le bulbe. Le disque s’étend sur un diamètre de 30 kpc et concentre la majeure partie du gaz et des poussières de la Galaxie, principalement répartis dans des bras spiraux qui abritent de la formation stellaire. Le système solaire se situe en périphérie de ce disque, à environ 8 kpc du centre de la Galaxie. De ce fait, nous ne pouvons observer la Galaxie que par la tranche, ce qui rend plus difficile l’estimation de sa structure en trois dimensions, comme par exemple la détermination du nombre de bras spiraux constituant le disque. Au centre du disque, se trouve le bulbe qui s’étend jusqu’à un rayon d’environ 3 kpc. Il est plus épais que le disque et très brillant dans l’infrarouge, en raison des nombreuses étoiles qu’il renferme (l’équivalent d’environ dix milliards de masses solaires). Par ailleurs, cette région est relativement vide de gaz, et la majorité du gaz moléculaire présent est concentré dans les régions les plus internes (à moins de 200 pc du centre), constituant la zone moléculaire centrale (CMZ, Central Molecular Zone, cf. Figure 2.1, droite). Les travaux présentés dans cette thèse se limitent à cette zone spécifique qui, vue depuis la Terre, correspond à une région d’environ trois degrés, au centre de la Galaxie. Le facteur de conversion, 1 arcsec= 0.04 pc, peut être utilisé pour exprimer le diamètre apparent des structuresb étudiées en dimension réelle, et réciproquement.
FIGURE 2.1 – La Voie Lactée, une galaxie spirale barrée. (Gauche) Vue d’artiste de la Galaxie, telle qu’elle pourrait être observée depuis le pôle nord Galactique. La position des différentes structures est basée sur des résultats de mesures de cinématique du gaz et de distribution stellaire. Le disque de la Galaxie correspond à la région bleutée et contient les bras spiraux. Le système solaire, repéré par l’étoile blanche, se situe dans le disque à environ 8 kpc du centre. La région jaune, au centre, correspond à la fois à la barre Galactique et à la région du bulbe. Crédit : NASA/JPL-Caltech/SSC/R. Hurt. (Droite) Vue schématique présentant une vue de dessus des 500 pc au centre de notre Galaxie. La région grisée correspond à la position de la barre Galactique. Son axe principal a une orientation de l’ordre de 20 à 45◦par rapport à notre ligne de visée. L’ellipse principale ainsi que la trajectoire complexe décrivent les orbites stellaires x1, tandis que les trois petites ellipses au centre indiquent les orbites stellaires x2. Les régions foncées correspondent à une position possible pour les nuages de gaz observés. La zone moléculaire centrale coïncide globalement avec les orbites x2 et correspond aux 300 pc centraux. La position possible des principaux nuages (Sgr B2, Sgr C, 20 km/s et 50 km/s) est également indiquée. L’image est issue de Bally & Hi-GAL Team (2014).
Dans ce chapitre, nous commençons par présenter la région située au plus proche du trou noir, c’est-à-dire les 20 pc centraux, dont nous décrivons les principales structures et les liens possibles avec l’activité de Sgr A?(Section 2.1). Nous présentons ensuite la zone moléculaire centrale dans son ensemble à partir des observations radio et infra-rouge et discutons les contraintes qu’elles apportent sur la dynamique et la structure de la région (Section 2.2). Nous terminons par une description détaillée de l’émission de plus haute énergie des 200 pc centraux, notamment en rayons X, puisqu’elle semble en partie liée à l’activité passée de Sgr A?(Section 2.3).
2.1 Les vingt parsecs centraux
Dans cette première partie, nous présentons l’ensemble des sources et des structures notables conte-nues dans les 20 pc au centre de la Galaxie. Il s’agit de descriptions succinctes visant à donner l’in-terprétation actuelle des différents éléments de la région. Les informations en question sont principa-lement issues de la revue de Genzel et al. (2010) et de l’article de Ferrière (2012).
2.1.1 L’amas d’étoiles central et les sources remarquables
Sgr A? est situé au cœur d’un amas d’étoile (cf. Figure 2.2, gauche). En plus du groupe d’étoiles S qui occupe les orbites proches de Sgr A?(r < 0.05 pc, décrit au Chapitre 1), le parsec central contient deux populations d’étoiles : une première population d’étoiles jeunes distribuée selon un disque, qui est source de rayonnement UV et de vents stellaires intenses et qui participe aux processus d’accré-tion aux abords du trou noir, et une seconde populad’accré-tion, plus âgée, distribuée de manière isotrope et relativement plus éloignée de l’objet central (cf. Figure 1.2, centre). C’est cette seconde population qui domine la masse contenue dans l’amas central (environ 106M ). Par ailleurs, la présence de la première population d’étoiles jeunes, si loin des régions de formation stellaire, pose problème. En effet, la durée de migration depuis les régions de formation est supérieure à l’âge de ces étoiles : c’est le paradoxe de jeunesse. Il est néanmoins possible que ces étoiles ait été créées très proches de l’objet central, et soient, par exemple, le résidu d’un hypothétique nuage moléculaire géant qui aurait été partiellement accrété par Sgr A?, il y a quelques millions d’années (Bonnell & Rice, 2008).
Comparaison avec les amas des Arches et du Quintuplet
Il existe trois amas d’étoiles jeunes (quelques millions d’années) et massifs dans les 50 pc centraux, il s’agit de l’amas central, de l’amas des Arches et de l’amas du Quintuplet (cf. Figure 2.7). Ces deux derniers correspondent à des amas relativement plus jeunes et plus massifs que le disque central, et sont également plus isolés. La présence de ces trois amas indique qu’il existe des régions de formation stellaire actives au centre de la Galaxie. Ils contiennent des étoiles massives connues pour leurs vents stellaires importants qui modifient l’environnement interstellaire aux abords des amas. Ces vents sont également responsables d’une émission thermique en rayons X. Nous reviendrons sur les propriétés de l’amas des Arches dans la Section 8.2.
Sources visibles en rayons X dans le parsec central
Cette région est riche en étoiles massives qui sont des émetteurs en rayons X, ainsi certains groupes d’étoiles tel que IRS 13 sont particulièrement brillants (cf. Figure 2.2, centre). Ces étoiles ayant une durée de vie relativement courte, la région est également riche en résidus compacts d’étoiles. Ainsi, certaines estimations prédisent la présence de près de mille pulsars millisecondes dans le parsec cen-tral (Wharton et al., 2012) mais cette population pourrait également être plus limitée (Spitler et al., 2014; Dexter & O’Leary, 2014). Dans le parsec central, il existe deux candidats pulsars jeunes, l’un est associé à la nébuleuse de pulsar CXO J174539.7–290020 (cf. Figure 2.2, centre), et le deuxième correspond au magnétar SGR J1745–29. Ce dernier est une étoile à neutrons jeune et fortement ma-gnétisée qui a été détectée à seulement 3 arcsec de Sgr A? lors d’une phase éruptive qui a débuté en avril 2013 (Rea et al., 2013b). Enfin, la population d’étoiles vieilles est en partie constituée de naines blanches et il existe donc une forte population de variables cataclysmiques dans le parsec cen-tral. L’émission combinée de ces objets peut probablement contribuer à une fraction de l’émission de haute énergie détectée dans la région (Krivonos et al., 2007).
Structures s’apparentant à un jet provenant de Sgr A?
Différentes structures d’apparence allongée ont également été proposées comme de possibles jets en provenance de Sgr A?. Les structures en question ont différentes tailles (de quelques dixièmes de parsec à plusieurs kiloparsecs) et des orientations diverses, parfois en contradiction les unes avec
FIGURE2.2 – Images de Sgr A?à l’intérieur de Sgr A West, en coordonnées équatoriales. (Gauche) Les étoiles du parsec central. Images trois couleurs créée à partir d’observations de l’instrument NACO au VLT en bandes H (bleu), Ks(vert) et L’ (rouge). Crédit : ESO/S. Gillessen. L’émission rouge diffuse correspond à l’intersection des trois bras de la minispirale ; en raison d’un spectre différent les étoiles apparaissent, elles, dans les tons bleutés. Le groupement d’étoiles IRS 16 est particulièrement utile pour l’étude de la variabilité de Sgr A?. Quant aux étoiles du groupe S (cf. Figure 1.4, centre), elles se situent très proches du trou noir, dans la seconde d’arc centrale. (Centre) Image composite réalisée à partir de données en rayons X (observations Chandra en rose, NASA/CXC/UCLA/Z. Li et al.) et en radio (en bleu, NRAO/VLA). Les données X mettent en évidence trois sources principales dans les 10 secondes d’arc centrales : Sgr A? (voir aussi Figure 1.4, droite), IRS 13 qui correspond à la position d’un groupe d’étoiles et CXO J174539.7–290020 qui est une nébuleuse de pulsar. (Droite)Superposition de la carte de l’émission radio à 6 cm (observations VLA en rouge) traçant le gaz ionisé de la minispirale et des cartes de deux transitions de la molécule HCN (observations OVRO, Owens Valley Radio Observatory, en bleu et SMA, SubMillimeter Array, en vert) mettant en avant l’émission du disque circumnucléaire. Cette région correspond à Sgr A West. Image issue de Genzel et al. (2010).
les autres (par exemple, Muno et al., 2008; Yusef-Zadeh et al., 2012a). Nous citerons uniquement le jet étudié par Li et al. (2013b), et visible dans les données Chandra (cf. Figure 2.2, centre). La structure linéaire correspondante s’étend sur environ un parsec. Son orientation est compatible avec une éjection en provenance de Sgr A? et l’étude du gaz ionisé à proximité montre la présence d’un choc radio compatible avec l’interaction d’un jet.
2.1.2 Les structures du milieu interstellaire
Les sources décrites à la section précédente sont situées dans le milieu interstellaire (ISM, InterStellar Medium) qui est principalement constitué de gaz (moléculaire, atomique ou ionisé) et de poussière. Cet environnement est modelé par les différentes interactions ayant lieu dans la région et consiste en un ensemble de structures variées que nous décrivons dans cette section.
La cavité centrale : Sgr A West
En raison de l’existence de l’amas d’étoiles central, directement autour de Sgr A?, et des importants vents stellaires qui l’accompagnent, le milieu interstellaire dans l’environnement du trou noir su-permassif est chaud et peu dense. Cette région spécifique est donc appelée « cavité centrale » (ou Sgr A West, par opposition à Sgr A East qui est présentée ci-après). En projection cette région HII s’étend sur environ 3 pc × 2 pc et a l’apparence d’une minispirale constituée de trois bras et d’une petite barre (cf. Figure 2.2). Elle contient du gaz photo-ionisé par l’activité stellaire centrale, et a une
FIGURE2.3 – Figures présentant le reste de supernova Sgr A East en coordonnées équatoriales. (Gauche) La coquille correspondant au reste de supernova Sgr A East visible en radio et incluant la région de Sgr A West reconnaissable grâce à la minispirale. Les observations ont été réalisées avec le VLA à 6 cm, et l’image origi-nale a été publiée par Yusef-Zadeh & Morris (1987). (Droite) Les 20 parsecs centraux vus par Chandra. Les couleurs correspondent à trois bandes d’énergie différentes des X mous en rouge (à partir de 2 keV) aux X durs en bleu (jusqu’à 8 keV). La coquille correspondant à Sgr A East est remplie d’une émission plutôt dure et est encadrée, de part et d’autre du plan Galactique, par deux lobes d’émission relativement molle, semblant émaner de Sgr A?. L’émission et la possible origine de ces deux lobes sont détaillées à la Section 2.3. Crédit : NASA/CXC/MIT/F. K. Baganoff et al.
masse totale estimée à environ 60 M . La dynamique du gaz est complexe et pourrait correspondre, en partie à une rotation autour de Sgr A?, et en partie à de la matière tombant vers le centre de la Ga-laxie. Certains des bras pourraient ainsi correspondre à la surface interne du disque circumnucléaire entourant la minispirale (cf. Figure 2.2, droite).
Le disque circumnucléaire
Le disque circumnucléaire (CND, CircumNuclear Disk) s’apparente à un tore asymétrique, constitué de gaz moléculaire et de poussières tièdes, en rotation autour de Sgr A?. Il s’étend sur une région d’environ 4 pc × 2 pc autour de la minispirale (cf. Figure 2.2, droite). Sa masse totale est estimée à quelques 104–105M et n’est pas répartie de manière homogène. Par ailleurs, sa température est plus importante dans les régions internes de l’anneau, qui interagissent davantage avec le rayonnement des étoiles de l’amas central. La dynamique globale semble également indiquer que ces régions internes ont tendance à se diriger vers Sgr A?. Enfin, les simulations numériques ont montré que cet anneau pourrait être le résidu de la destruction, par les effets de marée aux abords du trou noir supermassif central, d’un nuage présentant un faible moment angulaire. Dans ce cas, la dissipation visqueuse pourrait maintenir une partie de la matière en orbite autour de Sgr A? pendant plusieurs millions d’années et reproduire une partie des caractéristiques observées (Sanders, 1998).
Sgr A East
Sgr A East est une source radio étendue, d’environ 9 pc×7 pc, centrée à environ 2 pc à l’est Galactique de Sgr A? (cf. Figure 2.3). Il s’agit d’une coquille radio non thermique contenant un plasma chaud rayonnant dans le domaine des rayons X (Sakano et al., 2004). Il s’agit très probablement d’un reste de supernova, résultant d’une explosion ayant eu lieu il y a environ 10 000 ans. Cet âge est confirmé par la source dénommée « Cannon Ball » dont le mouvement propre et l’émission détectée en radio et en rayons X (cf. Figure 2.3), sont compatibles avec une nébuleuse de pulsar associée au reste de supernova (Zhao et al., 2014). Par ailleurs, la coquille interagit fortement avec le milieu interstel-laire très dense dans lequel elle est en expansion, notamment avec le nuage molécuinterstel-laire 50 km/s. En projection, la région Sgr A East englobe la région de Sgr A West. Néanmoins les observations radio montrent que l’émission de Sgr A East est fortement absorbée dans la direction de Sgr A West ce qui indiquerait que la minispirale se situe, sinon devant, au moins dans la partie proche de la surface du reste de supernova. Il se pourrait donc que l’onde de choc liée à Sgr A East ait traversé la région contenant Sgr A?, nourrissant ainsi brutalement les processus d’accrétion, et créant un flash intense en rayons X (Maeda et al., 2002).
Deux nuages moléculaires massifs
Les 20 parsecs centraux contiennent deux structures moléculaires massives (supérieures à 105M ) : les nuages 20 km/s et 50 km/s, souvent appelés ainsi en raison des bandes de vitesse dans lesquelles ils sont détectés (Ferrière, 2012). Les informations disponibles semblent indiquer qu’ils se situent de part et d’autre du trou noir supermassif, le premier serait à l’ouest et en avant de Sgr A?, tandis que le second serait à l’est et en arrière du trou noir. Ces nuages sont inclus dans la zone moléculaire centrale et leurs propriétés seront discutées dans la Section 2.2, avec les autres structures de cette région plus étendue.