Les signatures Infrarouges du trou noir au centre de notre Galaxie

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

• Depuis les années 60 les Quasars sont connus
  comme des sources à la fois
• les plus lumineuses de lunivers L 1040 W
• dune extrême compacité quasi-stellaire
  variabilité sur qqs heures à qqs mois
• Toujours au centre dune galaxie massive
• QSO la composante la plus énergétique dun
  bestiaire dobjets analogues noyaux de Seyfert,
  Blazars, radio-galaxies, etc.
• Phénomènes très énergétiques tracés par X, UV,
  gamma, rayonnement synchrotron

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Le moteur trou noir disque daccrétion ?

• Laccrétion est le meilleur convertisseur
  masse/énergie GmM/Rh 1/2 mc2 gtgt 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 sêtre formé lors des
  fusions successives des galaxies ou lors de la
  première génération détoiles

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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 daccrétion Masse M 109 M?
• Limite dEddington dun 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

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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
  datténuation !)
• Une région complexe gaz ionisé et moléculaire,
  courants rapides, gaz très chaud, électrons
  relativistes
• Une densité détoile un million de fois celle du
  voisinage solaire !
• Étoiles très jeunes (qqs 106 ans) et étoiles très
  évoluées coexistent

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Et on ne voit que les étoiles très lumineuses !
1 année-lumière
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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 dun mini-noyau actif
• Pourtant L lt 10-9 Leddington
• Quelle évidence quil sagit dun trou noir ?

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La traque du trou noir en IR

• 1) Signature dynamique ? distribution de masse
• V2 G M(r) / r ? séparation entre
• Amas de dimension finie
• Masse quasi-ponctuelle
• 2) Signature de lémission du disque ou du jet
• 3) Variabilité
• Lenjeu atteindre de très petites distances à
  cause de la confusion !
• Point de salut tant que qlim gt 0.2 1 µ-radian

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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 donde / Diamètre
• Télescope de 8m (VLT au Chili)
• ????100 nano-radians _at_ 800 nm 1?pièce de
  10 centimes d à 200 km
• Mais...

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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 linfrarouge
• Dégradation exponentielle avec la turbulence

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Front donde plan
Front donde déformé
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Le principe de l Optique Adaptative une boucle
dasservissement
Un miroir déformable corrige à tout instant le
front donde incident
Un calculateur spécialisé optimise la correction
Le front donde corrigé peut être focalisé
Un senseur analyse les erreurs résiduelles
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Miroir à empilement de cellules piezo-électriques
Système correcteurà deux étages
Miroir 2-axes rapide(Obs. de Paris)
Sté CILAS
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VLT-ESO
YEPUN, Lun des quatre télescopes de8m de
diamètre sur le site du Cerro Paranal (Chili)
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(No Transcript)
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NAOS
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Calculateur Temps réel
Lame séparatrice
Analyseurs de surface donde
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NAOS installé sur Yepun
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Lanalyseur Infrarouge

• Principe du Shack-Hartmann centre de gravité
  des tachesde chaque sous-pupille
• 14 x 14 ou 7 x 7 ss-pupilles
• Capacité unique au monde
• Utilise une matrice infrarouge oùchaque pixel
  est adressable gain en vitesse vs CCD
• Permet de corriger dans des régions très
  obscurcies par lapoussière rôle-clef pour
  observerle Centre Galactique !

Responsable Eric Gendron
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1) La signature dynamique

• Comment mesurer les vitesses ?
• Statistique des mouvements propres et des
  vitesses Doppler sur un grand nombre détoiles
• Suivi dune ou qqs étoile sur leur orbite
• Programme depuis 12 ans dune 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

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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 lanalyseur infrarouge sur
  étoile IRS7, 6 au Nord très bonne correction
  (Strehl 40 )
• Avril - Aout 2002

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SgrA
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Les orbites possibles en 2000
Ghez et al., 2000
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Lorbite de létoile S2 aujourdhui
Schödel et al., Nature
5.5 JL Periastre 17 HL
Naos-Conica
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Lanimation du MPE
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Conséquences

• 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
• Bien au delà du rayon de dislocation de létoile
• 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 déviter didentifier SgrA à un trou
  noir !

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Distribution de masse
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Il y a trois ans seulement
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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 lt 105 ans ? rejeté
• Boule de fermions (neutrinos, gravitinos, axinos,
  ) maintenus par pression de dégénerescence 3
  106 M? ? taille finie de 7000 UA pour quil
  ny ait pas capture de S2, imposerait une orbite
  avec torb gt 37 ans ? rejeté

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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 ?

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Détection très probable de SgrA en Infrarouge
2) La signature de lémission
1.65 µm
4.8 µm
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La contrepartie IR à 3.8 µm
Clénet et al., 2003, accepté
Une étoile à excès infrarouge est improbable mais
pas exclue
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La contrepartie à 4.8 µm
(très récent, publication pas encore soumise à
confirmer )
Une étoile à excès infrarouge est pratiquement
exclue !
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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 labsorption par les
  poussières interstellaires
• Magnitudes
• H0 11.1, K0 10.8, L0 10.0
• Si cest 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

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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
• 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

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Comparaison aux spectres prédits
Markoff et al,2001.
Jet relativiste synchrotron(radio/IR)
self-compton inverse (X)
Disque daccrétion free-free (radio)
self-compton inverse (X)
Laccord est excellent !
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3) La variabilité
Entre Aout 2002 et Juin 2003 Variation par un
facteur 2 Exclut pratiquement laconfusion avec
une étoile obscurcie
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Des bulles partout !

• Carte L - M
• émission de lapoussièrechaude

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Des interactions du jet ?

• préliminaire !

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Perspectives en IR

• Attendre une année que S2 séloigne un peu plus
• La prochaine étape spectroscopie de SgrA
• Mesure en polarisation 30 prédit !

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Conclusions

• NAOS/CONICA et son analyseur de surface donde
  Infrarouge un outil unique pour étudier le
  centre galactique et saffranchir de la confusion
• Le passage de létoile S2 très près de SgrA a
  permis dassocier 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 ?

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The END