Quand l'univers se limite à la Voie lactée

Quand l'univers se limite à la Voie Lactée

Au coeur de Sgr A* (VI)

Au centre du disque nucléaire composé de gaz et de poussière qui se trouve au centre de la Voie lactée, la NASA a découvert une structure de 10 pc de diamètre dont la partie centrale s'est évaporée. Cette région émet un rayonnement ultraviolet intense et des particules animées de vitesses relativistes.

Grâce au réseau de radiotélescopes du VLA c'est dans cette cavité centrale que les radioastronomes ont découvert la petite structure spiralée, dont les deux bras semblent s'étendre à partir d'un nuage de gaz et de poussières d’environ 1 pc de rayon. Le bras nord de la structure en spirale émet un rayonnement intense et continu entre 20 et 300µ. Ce rayonnement est induit par des grains de poussières portés entre 50 et 100 K. Le parsec central dans lequel se trouve la source Sgr A* brille avec une luminosité estimée entre 10 et 20 millions fois celle du Soleil !

A gauche, cette image réalisée en 2005 par le télescope rayson X Chandra révèle les émissions X de relativement faibles énergies de la région entourant Sagittarius A*, le trou noir qui se situe au centre de la Voie Lactée (rouge = 2-3.3 keV, vert=3.3-4.7 keV, bleue=4.7-8 keV). L'image couvre un champ large de 5.6". Cette région produit des étoiles massives qui se forment à partir de l'immense disque de gaz qui entoure Sgr A* et que j'ai tenté d'illustrer à droite. Paradoxalement, selon le modèle standard de formation stellaire, les nuages de gaz formant les étoiles doivent être déchiquetés par les forces de marées engendrées par le trou noir supermassif. Dans ce cas-ci la gravité régnant dans le disque dense de poussière entourant Sgr A* résiste aux forces de marées du trou noir. Ces forces antagonistes favorisent même la formation d'un taux d'étoile supérieur à la normale. Document Chandra et T.Lombry

On pense que la structure en spirale représente le disque d'accrétion d'un trou noir qui reste invisible. On suppose que la matière s'engouffre en spirale vers cet objet massif et compact, ce qui provoquerait les effets dynamiques et relativistes que l'on constate. A l'heure actuelle les astronomes ne peuvent s'expliquer l'origine de cette cavité centrale ni sa persistance dans une région si chaotique sans invoquer un trou noir supermassif^[11].

Par ailleurs, on a découvert que le disque d'accrétion entourant le trou noir de Sgr A* produisait des étoiles massives. Or tous les astronomes considèrent généralement qu'un disque protostellaire ne peut pas résister aux forces de marées engendrées par un trou noir et devrait se disperser au lieu de s'effondrer sur lui-même. C'est pourtant ce qu'on observe autour de Sgr A*. Il semblerait que la gravité régnant dans le nuage dense de poussière soit suffisante pour vaincre les forces de marées du trou noir. Ce disque est très massif et contient des millions de masses solaires.

IRS16 et les autres sources X

Indice de l'existence présumée du trou noir supermassif, le réseau VLA a également mis en évidence que Sgr A*, proche de IRS16 est tellement turbulent que les vents stellaires soufflent à 1500 km/s, étirant l'atmosphère de l'une des étoiles sur plus de 0.5 a.l., créant un véritable cataclysme cosmique ! Non loin de là, sur une distance d’environ deux années-lumière, les vents stellaires acquièrent progressivement une vitesse phénoménale, passant de 150 à plus de 700 km/s ! A côté de cela, l'intense Sgr A* présente une remarquable stabilité; il n'a pas subi le moindre déplacement en sept ans d'observation^[12].

C'est pourquoi certains astrophysiciens suggèrent que de tels effets ne peuvent être provoqués que par un objet massif et ponctuel de 10⁷ M_¤ contenu dans IRS16 elle-même et dont l’influence s’étend sur environ 2 pc. Mais le spectre^[13] de Sgr A* ne coïncide pas avec celui de IRS16 et ni l’un ni l’autre ne présentent les fameuses émissions X et gamma caractéristiques de l’interaction du milieu avec un trou noir.

Les objet que nous observons émettent très peu de radiations thermiques alors que le disque d'accrétion d'un trou noir devrait fortement émettre dans le proche infrarouge. L'explosion des étoiles devrait également produire des sursauts d'éclats bien visibles. Selon l’astrophysicien A.Goldwurm^[14] et ses collègues du CEA de Saclay, les mesures effectuées en lumière X permettent aujourd’hui de conclure que Sgr A* n’est pas associé au trou noir potentiel de la Voie Lactée car le vrai centre correspondant à Sgr A* n’émet pas fortement, et rarement au-dessus de 30 KeV. Par ailleurs la luminosité des rayons X durs de Sgr A* est de 4x10⁷ fois plus faible que la valeur estimée du disque d'accrétion d'un trou noir d'un million de masses solaires. Aussi, même s’il est situé pratiquement au centre géométrique de la Voie Lactée, cet objet n’est plus le candidat espéré et les astrophysiciens ont recherché la signature du trou noir dans la banlieue de Sgr A*.^[15]

Au coeur de Sgr A*

Gros-plan sur le noyau Galactique et Sgr A*. Cette zone contient un disque central d'environ 10 pc dans lequel on a découvert la source IRS16 ainsi qu'une structure radio en spirale entourant une cavité pratiquement vide de poussière. Voir le texte pour les explications. Cliquer sur l'image pour l'agrandir. Illustration de T.Lombry adapté d'un document du Max-Planck Institute.

Parmi les 60 sources de rayonnements X identifiées par le satellite SIGMA entre 1990 et 1993, seule GRS 1716-249 a été détectée^[16] à 175.8 ± 3.3 KeV et présente un spectre similaire à celui de Cygnus X-1, le candidat au titre de trou noir le plus populaire. Les autres sources atteignant 35 KeV sont probablement associées à des étoiles neutrons binaires et des pulsars X.

GRS 1915+105 reste un autre candidat galactique très sérieux. A l’image de Cygnus X-1, une étoile bleue, en fait une nova X, elle perd son atmosphère au profit d’un minuscule objet très massif, vraisemblablement un trou noir de 10 masses solaires, dont l’horizon des événements, c’est-à-dire la limite de Schwarzschild ne devrait pas dépasser 15 km de diamètre. Cette source émet un jet de particules ainsi que des bulles de matière condensée à une vitesse de l'ordre de 92% de celle de la lumière provoquant des effets relativistes sur le rayonnement : les bulles semblent se déplacer deux fois plus vite que la lumière ! Ces bulles sont éjectées à plus de 10000 UA ou 1". La source est tellement massif qu'elle arrache également de la matière de l'étoile voisine. L'objet est situé à 40000 a.l.

Animation à voir : zoom sur le trou noir de GRS 1915+105

Une animation du CfA/U.Harvard (.mov de 6 MB)


A gauche, GRS 1915+105 est une Nova X probablement en orbite autour d'un trou noir de 10 masses solaires. Elle éjecte des bulles de matière à plus de 10000 UA de distance (57 jours-lumière) en l'espace d'un mois, soit à la vitesse apparente de 2c ! A droite, une représentation du système. Documents NRAO/CEA et T.Lombry.

Une autre source gamma très intense a été observée en 1990 à 300 années-lumière du centre géométrique de la Voie Lactée, c'est le "Grand Annihilateur", un microquasar du nom de code 1E 1740.7-2942. Banale source X du catalogue Einstein qui fit un premier recensement des sources X du ciel, elle présente un tout autre tempérament en rayonnement gamma. Observée durant près de 2 ans par les satellites SIGMA franco-russe et CGRO américain, cette région témoigne de l'annihilation de particules et d'antiparticules en émettant des photons gamma d’une énergie de 0.511 et 1.81 MeV^[17]. Ce rayonnement caractéristique proviendrait du disque de plasma qui circulerait autour d'un petit trou noir, au sein duquel la matière serait annihilée dans une profusion d'énergie, d’une puissance équivalent à 2x10³⁰ watts ! L’astronome Jacques Paul^[18] du CEA de Saclay a comparé son éclat en lumière gamma à une puissance "telle que chaque millimètre carré de sa surface doit déchaîner une puissance dix mille fois supérieure à celle d'une centrale nucléaire" de mille mégawatts.

La source 1E 1740.7-2942 est l'objet le plus brillant situé au centre de l'image de gauche représentant le centre galactique observé par le satellite SIGMA entre 1990 et 1993. Le rayonnement est émis dans la fourchette 35-75 KeV et est probalement associé à une étoile binaire. A droite ses fluctuations lumineuses en un peu plus de deux ans. A comparer avec la courbe lumineuse de Sgr A. Document CEA et M.GRAIG

Par ailleurs le VLA a découvert deux jets de plasma s'échappant de l'objet central, comme s'ils étaient émis par un disque d'accrétion. Mais parmi ces rayonnements arrachés à la matière, il manque les intenses émissions X durs et le spectre gamma si caractéristiques de l'interaction du trou noir avec son environnement. De plus il est trop loin de Sgr A* ou des sources gamma GRS pour subir leur influence. S'il s'agit d'un trou noir, il n'a rien à voir avec ces structures.

Cela dit, rien n'indique que le trou noir prédit par la théorie ne se trouve pas au centre de la Voie Lactée, en particulier dans le parsec central caché par IRS16. En effet, dans un espace de 4” d’arc, IRS16 est seule responsable de l’ionisation de la matière sur environ 1 parsec. Si les sources qu’il contient sont constituées d’étoiles bleues de magnitude 8 approchant 35000 K, il dispose de la luminosité requise et peut correspondre à l’objet que nous cherchons.

Si le champ gravitationnel d’IRS16 ne correspond pas exactement aux effets de marées constatés, pas plus qu’avec la densité des nuages protostellaires présents autour de lui, il ne semble accepter aucune autre alternative que le trou noir.

Ces quelques observations mettent toutes en évidence des effets relativistes qui semblent confirmer l'existence d'objets hypermassifs au centre des galaxies, consolidant les théories cosmologiques.

Le noyau garde également une activité stellaire à l'instar des bras de la Voie Lactée, on y trouve des régions HII et des étoiles supergéantes. Cette matière ne se concentre pas seulement dans Sgr A* mais également dans d'autres régions proches, telle Sgr B ou E situées également sur le disque incliné. Le traitement informatique des images infrarouges du satellite IRAS a permis aux astronomes de découvrir que la source IRS16 était en réalité constituée de 24 sources distinctes, la plupart formant de petits amas d’étoiles brillantes de type spectral B0; IRS5 est un nuage protostellaire et la source IRS7 éloignée de quelques centaines d'années-lumière est une étoile supergéante. Le centre de notre Galaxie n'est donc pas uniquement constitué de vieilles étoiles et de poussières. Il continue à produire de nouvelles étoiles^[19].

IRS16 : la source d'énergie de Sgr A*

En combinant les rapports de la structure fine de différentes raies spectroscopiques mesurées en infrarouge, la densité de flux des émissions radios et les flux des raies de recombinaison de l'hydrogène et de l'hélium, une analyse des états d'excitation du champ d'ionisation de la matière permet d'estimer la température de la région de Sgr A à environ 35000 K. Il s'agit d'une région HII qui est faiblement excitée par le rayonnement stellaire. D'autres indices relevés à partir des analyses du satellite ISO révèlent que cette région présente une métallicité deux fois supérieure à celle du Soleil. En conclusion, si elle est si peu excité mais brille comme au moins 10 millions de soleils, il faut trouver le mécanisme qui la rend aussi brillante. Une interaction avec un trou noir situé au sein de la source IRS16 est notre meilleur hypothèse. Document Max-Planck Institute.

La tâche actuelle des plus grands instruments (VLT de 8m, VLA de 27 antennes, VLBI) consiste à localiser les sursauts d'éclats qui témoigneraient de l'éclatement d'une étoile lorsqu'elle franchirait le seuil du trou noir. A ce jour aucun phénomène de ce genre n'a été décelé, renforçant l’idée que le noyau de la Voie lactée est peu énergétique. D'autres programmes recherchent des étoiles en mouvements rapides ou des effets de lentilles gravitationnelles qui trahiraient l'influence du trou noir galactique. Enfin, n'oublions pas le Télescope Spatial Hubble qui permet d'observer l'univers avec un autre regard depuis 1994. Compte tenu que la position des sources gamma est connue avec une incertitude qui reste actuellement supérieure à 0.3" d'arc pour Sgr A*, l'excellence définition du successeur du télescope Hubble, le JWST (ex-NGST), permettra certainement de résoudre bien des mystères.

Prochain chapitre

Les amas ouverts, les amas globulaires et les Nuages de Magellan

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[11] J.Lacy et al., Astrophysical Journal, 241, 1982, p132 - E.Becklin et al., Astrophysical Journal, 258, 1982, p135 - R.Ekers et al., Astronomy and Astrophysics, 122, 1983, p143 - K.Lo et M.Claussen, Nature, 306, 1983, p647 - L.Blitz et al., Nature, 361, 1993, p417.

[12] B.Balick et R.Brown, Astrophysical Journal, 194, 1974, p265.

[13] R.Genzel, A.Eckart e tA.Krabbe (Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik Garching, FRG), Annals of the New York Academy of Sciences, 7th Texas Symposium on Relativistic Astrophysics and Cosmology, Vol. 759, Sept 30, 1995,"The Galactic Center" - R.Sunyaev et al., Astrophysical Journal, 425, 1994, p110 - N.Gehrels et J.Tueller, Astrophysical Journal, 407, 1993, p597 - M.Morris, “The Center of the Galaxy”, op.cit., Dordrecht, 1989 - R.Genzel et C.Townes, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 25, 1987, p377 - G.Skinner et al., Nature, 330, 1987, p544.

[14] A.Goldwurm et al., Nature, 371, 1994, p589 - J.Paul, “L’homme qui courait après son étoile”, op.cit.

[15] R.Brown et H.Liszt, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 1984, p223 - J.Henry, Astrophysical Journal Letters, 285, 1984, L27 - D.Allen et R.Sanders, Nature, 319, 1986, p191.

[16] Circulaire UAI 5874 du 4 octobre 1993. Cette circulaire contient également le texte de l’équipe américaine qui découvrit le même objet quelques jours après l’équipe française. Il sera dénommé GRO J1719-24

[17] M.Leventhal et al., Astrophysical Journal Letters, ?, 1975, L14 - G.Riegler et al., Astrophysical Journal Letters, 248, 1981, L13 - W.Webber et al., Nature, 323, 1986, p692.

[18] J.Paul, “L’homme qui courait après son étoile”, op.cit., p244.

[19] J.Lacy et al., Astrophysical Journal, 262, 1982, p120 - M.Lebofsky et al., Astrophysical Journal, 263, 1982, p736 - T.Geballe et al., Astrophysical Journal, 284, 1984, p118.

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