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

Activité au centre des galaxies Depuis les années 60 les Quasars sont connus comme des sources à la fois les plus lumineuses de l’univers : L = 1040 W d’une extrême compacité : quasi-stellaire + variabilité sur qqs heures à qqs mois Toujours au centre d’une galaxie massive QSO = la composante la plus énergétique d’un bestiaire d’objets analogues : noyaux de Seyfert, Blazars, radio-galaxies, etc. Phénomènes très énergétiques tracés par X, UV, gamma, rayonnement synchrotron 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Le moteur : trou noir + disque d’accrétion ? L’accrétion est le meilleur convertisseur masse/énergie : GmM/Rh= 1/2 mc2 >> 0.01 mc2 (Rh = horizon du trou noir) Très gande accumulation de masse au centre des galaxies : réservoir Perte de moment angulaire : viscosité + collisions Etoiles déchirées par collisions et forces de marée Un trou noir massif peut s’être formé lors des fusions successives des galaxies ou lors de la première génération d’étoiles 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Cohérence du modèle trou noir Proposé par Lynden-Bell et Rees Accrétion avec 10% de rendement E = 1040 W  Dm / Dt = (E / c2)/0.1 = 10 M/an Age des quasars = 108 ans (taille des lobes radio et énergie stockée dans ces lobes) Age  taux d’accrétion = Masse = M = 109 M Limite d’Eddington d’un TN: pression de radiation limite la luminosité à L = 1.3 1031 M/M = 1040 W pour M = 109 M Rh = 2 GM/c2 = (M /109 M)1012 m = 1 h-lumière = temps de variabilité 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Le Centre Galactique A 8 kpc (= 24 103 années-lumières) dans la constellation du Sagittaire Une région totalement cachée par la poussière galactique dans le visible (facteur 109 d’atténuation !) Une région complexe : gaz ionisé et moléculaire, courants rapides, gaz très chaud, électrons relativistes Une densité d’étoile un million de fois celle du voisinage solaire ! Étoiles très jeunes (qqs 106 ans) et étoiles très évoluées coexistent 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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

La source Sgr A* Une source radio intense, Sgr A* , sans contrepartie visible ni infrarouge (yet…) Rayonnement synchrotron Variabilité radio  2 Une source X intense avec des flares  50 Tous les attributs d’un mini-noyau actif Pourtant L < 10-9 Leddington Quelle évidence qu’il s’agit d’un trou noir ? 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

La traque du trou noir en IR V M r2 M = Cste 1) Signature dynamique  distribution de masse V2 = G M(r) / r  séparation entre Amas de dimension finie Masse quasi-ponctuelle 2) Signature de l’émission du disque ou du jet 3) Variabilité L’enjeu : atteindre de très petites distances à cause de la confusion ! Point de salut tant que qlim > 0.2”= 1 µ-radian 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Le Pouvoir de résolution 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 D = longueur d’onde / Diamètre Télescope de 8m (VLT au Chili): =100 nano-radians @ 800 nm = 1pièce de 10 centimes d’€ à 200 km Mais... 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Le “trouble” atmosphérique Couches turbulentes entre 0 et ≈ 10 km Turbulence  pression  indice Front de l'onde se déforme Dégradation et agitation des images Rapide (centaine de Hz) Echelle typique : 10 cm - 100 m Affecte surtout les grandes échelles (kolmogorov : k-11/3) correction des grandes ondulations + facile Défauts de phase diminuent quand  augmente favorise l’infrarouge Dégradation exponentielle avec la turbulence 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Front d’onde plan Air froid Air chaud Front d’onde déformé

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

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

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

Miroir secondaire Foyer Nasmyth Instruments Miroir primaire 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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

Analyseurs de surface d’onde Calculateur Temps réel Lame séparatrice Analyseurs de surface d’onde 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

NAOS installé sur Yepun

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

1) La signature dynamique Comment mesurer les vitesses ? Statistique des mouvements propres et des vitesses Doppler sur un grand nombre d’étoiles Suivi d’une ou qqs étoile sur leur orbite Programme depuis 12 ans d’une équipe du MPE-Garching (R. Genzel et A. Eckart) + Lesia récemment 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 correspondance Radio / Infrarouge à ± 10 mas 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Les observations Mesures à 2.18 µm (bande K) Pixel = 0.013 ” Résolution angulaire = 0.055 ” Précision astrométrique de 4 à 12 mas Asservissement avec l’analyseur infrarouge sur étoile IRS7, 6” au Nord : très bonne correction (Strehl = 40 %) Avril - Aout 2002 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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

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

L’orbite de l’étoile S2 aujourd’hui Schödel et al., Nature = 5.5 JL Periastre = 17 HL Naos-Conica 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

L’animation du MPE 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Conséquences Etoile S2 s’est approchée à 17 hres-lum 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 l’étoile Meilleur ajustement de la distribution de masse : Masse ponctuelle M = 2.6 106 M + amas stellaire de Rc = 0.34 pc , r = 4 106 M pc-3 Difficile d’éviter d’identifier SgrA* à un trou noir ! 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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

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

Les modèles exclus Amas stellaire « sombre » (naines brunes, étoiles à neutrons, trous noirs stellaires) : imposerait une densité centrale = 1017 M pc-3 de durée de vie < 105 ans  rejeté Boule de fermions (neutrinos, gravitinos, axinos, …) maintenus par pression de dégénerescence : 3 106 M  taille finie de 7000 UA : pour qu’il n’y ait pas capture de S2, imposerait une orbite avec torb > 37 ans  rejeté 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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

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

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

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

Photométrie et prédictions Travail de Yann Clénet (Clénet et al., accepté) Mesures à 1.7 µm (H), 2.2µm (K) et 3.8 µm « Dérougissement » de l’absorption par les poussières interstellaires Magnitudes : H0 = 11.1, K0 = 10.8, L0 = 10.0 Si c’est une étoile : très (trop) rouge, mais pourrait être une étoile avec enveloppe Or spectroscopie de S2 : étoile O ou B Avec la mesure à 4.8 µm : détection de SgrA* devient très probable 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

Origine de l’émission IR ? Soit un Disque d’accrétion dominé par l’advection (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 Te = 2 1011K ; B = 20 G ; ne = 106 cm-3 Doivent se distinguer par : Indice spectral (thermique / non-thermique) Échelle temporelle de variabilité Rapport radio/X des flares Émission infrarouge

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

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

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

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

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

Conclusions NAOS/CONICA et son analyseur de surface d’onde Infrarouge : un outil unique pour étudier le centre galactique et s’affranchir de la confusion Le passage de l’étoile S2 très près de SgrA* a permis d’associer la source radio à un objet ultra-compact et ultra-massif de 2.6 106 M Des modèles plus exotiques sont exclus La détection probable en IR thermique confirmerait le rôle dominant du jet (synchrotron) Variabilité importante qui exclurait une étoile Le modèle du trou noir des galaxies actives reçoit ainsi un soutien très fort Pourquoi SgrA* est-il si peu lumineux ? 19/06/03 D. Rouan - Obs. de Paris

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