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Les signatures Infrarouges du trou noir au centre de notre Galaxie D. Rouan, Y. Clénet, E. Gendron, F. Lacombe, D. Gratadour Contraintes apportées par.

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1 Les signatures Infrarouges du trou noir au centre de notre Galaxie D. Rouan, Y. Clénet, E. Gendron, F. Lacombe, D. Gratadour Contraintes apportées par limagerie à haute résolution angulaire avec NAOS-CONICA

2 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 2 Activité au centre des galaxies n Depuis les années 60 les Quasars sont connus comme des sources à la fois les plus lumineuses de lunivers : L = W les plus lumineuses de lunivers : L = W dune extrême compacité : quasi-stellaire + variabilité sur qqs heures à qqs mois dune extrême compacité : quasi-stellaire + variabilité sur qqs heures à qqs mois n Toujours au centre dune galaxie massive n QSO = la composante la plus énergétique dun bestiaire dobjets analogues : noyaux de Seyfert, Blazars, radio-galaxies, etc. n Phénomènes très énergétiques tracés par X, UV, gamma, rayonnement synchrotron

3 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 3 Le moteur : trou noir + disque daccrétion ? n Laccrétion est le meilleur convertisseur masse/énergie : GmM/R h = 1/2 mc 2 >> 0.01 mc 2 (R h = horizon du trou noir) n Très gande accumulation de masse au centre des galaxies : réservoir n Perte de moment angulaire : viscosité + collisions n Etoiles déchirées par collisions et forces de marée n Un trou noir massif peut sêtre formé lors des fusions successives des galaxies ou lors de la première génération détoiles

4 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 4 Cohérence du modèle trou noir n Proposé par Lynden-Bell et Rees Accrétion avec 10% de rendement E = W m / t = (E / c 2 )/0.1 = 10 M /an Accrétion avec 10% de rendement E = W m / t = (E / c 2 )/0.1 = 10 M /an n Age des quasars = 10 8 ans (taille des lobes radio et énergie stockée dans ces lobes) n Age taux daccrétion = Masse = M = 10 9 M n Age taux daccrétion = Masse = M = 10 9 M n Limite dEddington dun TN: pression de radiation limite la luminosité à L = M/M = W pour M = 10 9 M n Limite dEddington dun TN: pression de radiation limite la luminosité à L = M/M = W pour M = 10 9 M n R h = 2 GM/c 2 = (M /10 9 M )10 12 m = 1 h-lumière = temps de variabilité

5 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 5 Le Centre Galactique n A 8 kpc (= années-lumières) dans la constellation du Sagittaire n Une région totalement cachée par la poussière galactique dans le visible (facteur 10 9 datténuation !) n Une région complexe : gaz ionisé et moléculaire, courants rapides, gaz très chaud, électrons relativistes n Une densité détoile un million de fois celle du voisinage solaire ! million n Étoiles très jeunes (qqs 10 6 ans) et étoiles très évoluées coexistent

6 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 6 1 année-lumière Et on ne voit que les étoiles très lumineuses !

7 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 7 La source Sgr A* n Une source radio intense, Sgr A*, sans contrepartie visible ni infrarouge (yet…) n Rayonnement synchrotron n Variabilité radio 2 n Une source X intense avec des flares 50 n Tous les attributs dun mini-noyau actif n Pourtant L < L eddington n Quelle évidence quil sagit dun trou noir ?

8 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 8 r V M r 2 M = Cste La traque du trou noir en IR n 1) Signature dynamique distribution de masse V 2 = G M(r) / r séparation entre V 2 = G M(r) / r séparation entre n Amas de dimension finie n Masse quasi-ponctuelle n 2) Signature de lémission du disque ou du jet n 3) Variabilité n Lenjeu : atteindre de très petites distances à cause de la confusion ! Point de salut tant que lim > 0.2= 1 µ-radian Point de salut tant que lim > 0.2= 1 µ-radian

9 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 9 Le Pouvoir de résolution D = longueur donde / Diamètre D = longueur donde / Diamètre n Télescope de 8m (VLT au Chili): = 800 nm = 1 pièce de 10 centimes d à 200 km = 800 nm = 1 pièce de 10 centimes d à 200 km n Mais... Plus un télescope est de grand diamètre, plus est grand son pouvoir de résolution, i.e. sa capacité à donner des images très piquées avec une grande finesse de détails

10 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 10 Le trouble atmosphérique correction des grandes ondulations + facile correction des grandes ondulations + facile Défauts de phase diminuent quand augmente Défauts de phase diminuent quand augmente favorise linfrarouge favorise linfrarouge n Dégradation exponentielle avec la turbulence exponentielle n Couches turbulentes entre 0 et 10 km Turbulence pression indice indice Front de l'onde se déforme n Dégradation et agitation des images Dégradation et agitation Rapide (centaine de Hz) Echelle typique : 10 cm m Affecte surtout les grandes échelles (kolmogorov : k -11/3 )

11 Air froid Air chaud Front donde plan Front donde déformé

12 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 12 Un senseur analyse les erreurs résiduelles Un miroir déformable corrige à tout instant le front donde incident Le principe de l Optique Adaptative : une boucle dasservissement Un calculateur spécialisé optimise la correction Le front donde corrigé peut être focalisé

13 Miroir à empilement de cellules piezo-électriques Sté CILAS Miroir 2-axes rapide (Obs. de Paris) Système correcteur à deux étages

14 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 14 VLT-ESO YEPUN, Lun des quatre télescopes de 8m de diamètre sur le site du Cerro Paranal (Chili)

15 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 15 Foyer Nasmyth Miroir primaire Miroir secondaireInstruments

16 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 16 VLT Optique de reprise Optique adaptative CONICA (Caméra IR) Faisceau perturbé Faisceau corrigé NAOS

17 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 17 Lame séparatrice Analyseurs de surface donde Calculateur Temps réel

18 NAOS installé sur Yepun

19 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 19 Lanalyseur Infrarouge n Principe du Shack-Hartmann : centre de gravité des taches de chaque sous-pupille n 14 x 14 ou 7 x 7 ss-pupilles n Capacité unique au monde n Utilise une matrice infrarouge où chaque pixel est adressable : gain en vitesse vs CCD n Permet de corriger dans des régions très obscurcies par la poussière : rôle-clef pour observer le Centre Galactique ! Responsable : Eric Gendron

20 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 20 1) La signature dynamique n Comment mesurer les vitesses ? Statistique des mouvements propres et des vitesses Doppler sur un grand nombre détoiles Statistique des mouvements propres et des vitesses Doppler sur un grand nombre détoiles Suivi dune ou qqs étoile sur leur orbite Suivi dune ou qqs étoile sur leur orbite Programme depuis 12 ans dune équipe du MPE- Garching (R. Genzel et A. Eckart) + Lesia récemment Programme depuis 12 ans dune équipe du MPE- Garching (R. Genzel et A. Eckart) + Lesia récemment n Demande dans tous les cas une excellente astrométrie par rapport à la source radio Maser SiO sur plusieurs étoiles géantes : mesures radio VLA et VLBI Maser SiO sur plusieurs étoiles géantes : mesures radio VLA et VLBI correspondance Radio / Infrarouge à ± 10 mas correspondance Radio / Infrarouge à ± 10 mas

21 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 21 Les observations n Mesures à 2.18 µm (bande K) n Pixel = n Pixel = n Résolution angulaire = n Résolution angulaire = n Précision astrométrique de 4 à 12 mas n Asservissement avec lanalyseur infrarouge sur étoile IRS7, 6 au Nord : très bonne correction (Strehl = 40 %) n Avril - Aout 2002

22 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 22 SgrA* 5 jours-lumière

23 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 23 Les orbites possibles en 2000 Ghez et al., 2000

24 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 24 Lorbite de létoile S2 aujourdhui Naos-Conica = 5.5 JL Periastre = 17 HL Schödel et al., Nature

25 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 25 Lanimation du MPE

26 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 26 Conséquences n Etoile S2 sest approchée à 17 hres-lum S2 a constitué une sonde du potentiel gravitationnel à très petite distance de SgrA* : 3 fois Soleil-Pluton S2 a constitué une sonde du potentiel gravitationnel à très petite distance de SgrA* : 3 fois Soleil-Pluton Bien au delà du rayon de dislocation de létoile Bien au delà du rayon de dislocation de létoile n Meilleur ajustement de la distribution de masse : Masse ponctuelle M = M Masse ponctuelle M = M + amas stellaire de R c = 0.34 pc, = M pc -3 + amas stellaire de R c = 0.34 pc, = M pc -3 n Difficile déviter didentifier SgrA* à un trou noir !

27 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 27 Distribution de masse

28 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 28 Il y a trois ans seulement…

29 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 29 Les modèles exclus n n Amas stellaire « sombre » (naines brunes, étoiles à neutrons, trous noirs stellaires) : imposerait une densité centrale = M pc -3 de durée de vie < 10 5 ans rejeté n n Boule de fermions (neutrinos, gravitinos, axinos, …) maintenus par pression de dégénerescence : M taille finie de 7000 UA : pour quil ny ait pas capture de S2, imposerait une orbite avec t orb > 37 ans rejeté

30 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 30 Le modèle encore possible n Boule de bosons (gluons) : rayon de quelques rayons de Schwarzschild Comment les concentrer ? Comment les concentrer ? Comment éviter de former un trou noir par accrétion baryonique ? Comment éviter de former un trou noir par accrétion baryonique ?

31 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 31 Détection très probable de SgrA* en Infrarouge 4.8 µm 1.65 µm 2) La signature de lémission

32 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 32 La contrepartie IR à 3.8 µm Une étoile à excès infrarouge est improbable mais pas exclue Clénet et al., 2003, accepté

33 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 33 La contrepartie à 4.8 µm Une étoile à excès infrarouge est pratiquement exclue ! (très récent, publication pas encore soumise : à confirmer )

34 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 34 Photométrie et prédictions n Travail de Yann Clénet (Clénet et al., accepté) n Mesures à 1.7 µm (H), 2.2µm (K) et 3.8 µm n « Dérougissement » de labsorption par les poussières interstellaires n Magnitudes : H 0 = 11.1, K 0 = 10.8, L 0 = 10.0 H 0 = 11.1, K 0 = 10.8, L 0 = 10.0 n Si cest une étoile : très (trop) rouge, mais pourrait être une étoile avec enveloppe n Or spectroscopie de S2 : étoile O ou B n Avec la mesure à 4.8 µm : détection de SgrA* devient très probable

35 Origine de lémission IR ? Soit un Disque daccrétion dominé par ladvection (ADAF) Free-free en radio et self-compton inverse en X Soit un jet : électrons relativistes + champ magnétique : Synchrotron en radio et IR + self-compton inverse en X T e = K ; B = 20 G ; n e = 10 6 cm-3 Doivent se distinguer par : Indice spectral (thermique / non-thermique) Échelle temporelle de variabilité Rapport radio/X des flares Émission infrarouge

36 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 36 Comparaison aux spectres prédits Disque daccrétion : free-free (radio)+ self-compton inverse (X) Jet relativiste : synchrotron (radio/IR) +self-compton inverse (X) Laccord est excellent ! Markoff et al,2001.

37 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 37 3) La variabilité Entre Aout 2002 et Juin 2003 : Variation par un facteur 2 Exclut pratiquement la confusion avec une étoile obscurcie

38 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 38 Des bulles partout ! n Carte L - M n émission de la poussière chaude

39 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 39 Des interactions du jet ? n préliminaire !

40 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 40 Perspectives en IR n Attendre une année que S2 séloigne un peu plus n La prochaine étape : spectroscopie de SgrA* n Mesure en polarisation : 30% prédit !

41 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 41 Conclusions n NAOS/CONICA et son analyseur de surface donde Infrarouge : un outil unique pour étudier le centre galactique et saffranchir de la confusion n Le passage de létoile S2 très près de SgrA* a permis dassocier la source radio à un objet ultra-compact et ultra-massif de n Le passage de létoile S2 très près de SgrA* a permis dassocier la source radio à un objet ultra-compact et ultra-massif de M Des modèles plus exotiques sont exclus Des modèles plus exotiques sont exclus n La détection probable en IR thermique confirmerait le rôle dominant du jet (synchrotron) n Variabilité importante qui exclurait une étoile n Le modèle du trou noir des galaxies actives reçoit ainsi un soutien très fort n Pourquoi SgrA* est-il si peu lumineux ?

42 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris 42 The END…


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