sur deux disques, les étoiles de l’amas S ont une distribution isotrope (Ghez et al. 2005). Grâce à des observations obtenues pendant une dizaine d’années, les orbites de certaines de ces étoiles ont été obtenues (voir Fig. 2.2). En particulier, il y a l’étoile S2 qui possède un périastre situé à environ 1400 rayons de Schwarzschild et un demi-grand axe d’environ 0,123 seconde d’angle. Étant donné la valeur de ce dernier, on dit que S2 constitue l’étoile la plus proche de la source centrale. On discutera plus en détail de cette étoile dans la section suivante. Il existe également l’étoile S14 qui possède, elle, un périastre plus faible d’environ 300 rayons de Schwarzschild mais un demi-grand axe plus important d’environ 0,256 seconde d’angle (Ghez et al. 2005).
L’étude de l’orbite des étoiles S a permis de contraindre la distance entre le Centre Galactique et le Système Solaire notée R0, la masse de l’objet central notée MTN2, ainsi que le mouvement propre dans le plan du ciel de cet objet noté v0 (Ghez et al. 2008; Gillessen et al. 2009b). Les meilleurs contraintes obtenues sont R0 = 8,33 ± 0,35 kpc,
MTN= 4,31 ± 0,36 ◊ 106M§ et v0 = 0 ± 30 km/s.
Étant donné que ces étoiles ne se trouvent pas sur l’un des deux disques discutés ci- dessus, il est nécessaire d’introduire un autre mécanisme pour expliquer leur présence très près de Sgr A*. Différents scénarios ont également été proposés dont celui du mécanisme de capture de Hills (1988) où l’interaction d’une étoile binaire massive avec un trou noir massif mènerait à la perturber, l’une des étoiles serait capturée tandis que l’autre serait éjectée à grande vitesse. C’est ce phénomène d’éjection qui pourrait expliquer le peuplement de l’amas S. Une seconde proposition serait la migration d’étoiles massives se trouvant initialement dans le disque situé entre 0,1 et 1 parsec au centre de notre galaxie. Celles-ci se seraient déplacées grâce à l’interaction gravitationnelle générée par des trous noirs de masses intermédiaires (Levin 2007).
2.2
Zoom sur la source Sagittarius A*
2.2.1
Découverte d’un objet compact au Centre Galactique
L’hypothèse que Sgr A* soit un trou noir a été évoquée pour la première fois par Lynden-Bell & Rees (1971) afin d’expliquer l’émission radio détectée au Centre Galactique dans les années 1950. Trois ans plus tard, Balick & Brown (1974) découvrent une émission ponctuelle dans le complexe Sgr A, cette source fut nommée Sagittarius A* par Brown (1982).Un second argument en faveur de la présence d’un objet compact au centre de la Galaxie est l’étude des mesures de vitesses radiales du gaz ionisé situé à proximité du noyau. Ces mesures ont été obtenues par Wollman et al. (1977) et ont permis d’estimer la masse de Sgr A* entre 2 et 4 millions de masses solaires. Cependant, la mise en évidence d’une masse ponctuelle au centre de la Galaxie par cette méthode n’est pas très convaincante car le gaz est très sensible aux forces non-gravitationnelles.
2. L’unité géométrique dans ce manuscrit correspond à l’unité de masse du trou noir central MTN. Afin
d’alléger le texte nous garderons la notation M lorsque nous parlerons d’unités géométriques.
Chapitre 2 : Sagittarius A*, un trou noir au centre de notre galaxie ?
L’étude de la population stellaire au Centre Galactique a permis de renforcer l’hypothèse de la présence de cette masse compacte, d’une part, grâce à la découverte des premières supergéantes bleues dans les 10 secondes d’angle centrales (Forrest et al. 1987; Allen et al. 1990; Krabbe et al. 1991). Krabbe et al. (1995) ont pu confirmer la présence d’une masse ponctuelle de quelques millions de masses solaires en étudiant les mouvements d’une douzaine de ces étoiles. D’autre part, Genzel et al. (1996) et Haller et al. (1996) ont estimé la masse de Sgr A* en étudiant la distribution de masse d’une centaine d’étoiles de l’amas nucléaire (voir Sect. 2.1.2) détectées à l’époque dans celui-ci. Genzel et al. (1996) en ont conclu que la masse centrale faisait environ 3 ◊ 106 masses solaires et que celle de l’amas nucléaire faisait environ 106 masses solaires.
Les arguments les plus convaincants en faveur de la présence d’une source compacte au centre de notre galaxie ont été obtenus à l’aide du suivi d’étoiles encore plus proches de l’objet central, et se trouvant dans l’amas S (voir Sect. 2.1.2). Plus précisément cette hypothèse a été corroborée grâce à l’étude des mouvements propres de ces étoiles (Eckart & Genzel 1997; Ghez et al. 1998) puis grâce aux premières mesures d’accélération des étoiles S1, S2 et S8 (Ghez et al. 2000). Mais c’est la mesure sur plusieurs années de vitesses radiales et positions apparentes d’étoiles de l’amas S qui a permis d’avoir une contrainte forte sur la nature de la source Sgr A* (voir Sect. 2.1.2). En particulier, les données obtenues sur l’étoile S2 ont permis de reconstituer complètement l’orbite ainsi que la courbe de vitesse de celle-ci.
Dans le cas du suivi fait par Gillessen et al. (2009a), les précisions astrométriques atteintes s’étendent de 300 microsecondes d’angle à environ 12 millisecondes d’angle, quant aux précisions des vitesses radiales elles varient entre 24 km/s et 70 km/s. On sait aujourd’hui que l’étoile S2 possède une période orbitale d’environ 15,8 ans et un périastre situé à seulement 1400 rayons de Schwarzschild de l’objet central. En utilisant l’ensemble des observations obtenues sur l’étoile S2, on arrive déjà à fortement contraindre la masse de Sgr A* ainsi que sa distance au Système Solaire : MTN= 4,29 ± 0,41 ◊ 106M§,
R0 = 8,31 ± 0,33 kpc (Gillessen et al. 2009a). Cependant, il est important de mentionner qu’il existe deux sources d’erreur sur ces mesures. La première est due à une incertitude liée au fait que S2 était plus brillante lors de son passage au périastre en 2002, cela peut peut-être s’expliquer par la présence d’une source plus faible proche ou en projection. Celle- ci aurait donc pour effet d’introduire un biais dans les données astrométriques obtenues à cette date, ce qui est problématique étant donné que c’est au périastre que le champ gravitationnel peut être davantage contraint. Afin de contourner ce problème Gillessen et al. (2009a,b) ont assigné une erreur plus grande à ces points de données. Pour ce qui est de la deuxième source d’erreur, elle correspond au manque de précision que l’on a sur le mouvement propre de Sgr A*.
2.2.2
Spectre d’émission et disque d’accrétion de SgrA*
On souhaite ici présenter brièvement le spectre d’émission de la source Sgr A* ainsi que le disque d’accrétion entourant l’objet central.
Chapitre 2 : Sagittarius A*, un trou noir au centre de notre galaxie ?
Figure2.4 – Observation d’un sursaut lumineux au centre de notre galaxie et survenant à quelques minutes d’intervalle. Source : Genzel et al. (2003a).
Sgr A* est de nouveau détectée dans le domaine des rayons X à environ 2 ◊ 1033 erg s≠1. À plus haute fréquence, les observations souffrent de la résolution angulaire qui est trop faible pour permettre de distinguer la source Sgr A* de son environnement.
Dans l’état actif de Sgr A*, des sursauts de flux lumineux sont observés (voir Fig. 2.4) (Genzel et al. 2003a; Ghez et al. 2004). À droite Fig. 2.3, on constate que plus la fréquence augmente plus la variation en flux est grande. Dans le domaine du proche infrarouge, le flux peut augmenter d’un facteur environ 40. Ces événements durent une à deux heures et peuvent présenter un signal quasi-périodique d’environ 20 minutes. Un premier modèle permettant d’expliquer ces sursauts est le modèle du point chaud dans lequel ceux- ci seraient une boule d’électrons chauffés par reconnexion magnétique dans un disque d’accrétion entourant le trou noir (Trippe et al. 2007). D’autres modèles de sursauts existent, par exemple le modèle de bruit rouge ou du jet. Dans le premier, les sursauts correspondraient à des fluctuations aléatoires d’intensité dans le disque d’accrétion. Celui- ci a été développé par Press (1978) et a été utilisé dans le cas de la source Sgr A* par Do et al. (2009). Ces derniers ont montré que ce modèle permettait d’expliquer les courbes de lumière obtenues au Centre Galactique. Dans le second modèle, les sursauts seraient des points chauds au sein d’un jet de matière expulsé par la structure d’accrétion entourant le trou noir. Un modèle de jet a d’abord été développé pour expliquer l’état passif de la source Sgr A* par Falcke (1996) et Falcke & Markoff (2000). C’est Markoff et al. (2001) qui a généralisé ce modèle pour également prendre en compte les sursauts observés dans l’état actif de la source centrale.
Nous verrons que ces événements présenteront un atout majeur puisqu’ils permettront de sonder l’espace-temps en champ fort.