Galaxie Françoise Combes - Lyon, 14 Mars 2018 - Frama
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Chaire Galaxies et Cosmologie
Lee trou
t ou noir
o au centre
ce t e de notre
ot e
Galaxie
Françoise Combes
L
Lyon, 14 Mars
M 2018Notre galaxie: la Voie Lactée
Trou Noir
100 000 années-lumièreImages
g en optique, infra-rouge
g
Barre
Bulbe en
cacahuète
2MASSZoom vers le centre galactique, en
infrarouge 3 107 étoiles/pc3
Eckart et al
50°, traînée de poussière 300 étoiles brillantes, dans 1 al
Montre un pic de densité vers le CentreNoyau Galactique – en Radio Taille 4° =560pc =1700al 1700 l Sagittarius A (Sgr A) définit le centre Galactique. C’est une radio source brillante (VLA) SNR = reste de Supernova
Centre Galactique
q – Composite
p
Le centre Galactique en rayons X,
X infrarouge,
infrarouge Radio
Structure très complexe, filaments, bulles de supernovae, nuages
moléculaires, formation dd’étoiles?
étoiles?
Les rayons X viennent des binaires, SNR, mais aussi du gaz diffus6Centre Galactique – en rayons X
Couleur=énergie
Rouge= basse
Bleu= haute Taille 400 x 900 al SgrA*
SgrA
Le centre Galactique en rayons X, vu par le satellite Chandra
Des centaines de naines blanches, étoiles à neutrons, trous noirs
stellaires + gas chaud (qq106°) qui s’échappe en partie 7Astrométrie et mouvements
propres au centre
t galactique
l ti
1 année lumière 20 jours lumière
VLT-optique adaptativeLes effets de ll’optique
optique adaptative
Corrige des
turbulences de
l’atmosphère
0.24alNoyau Galactique – en Infrarouge
Ra= GM/Vb2
= 0.5pc 0.05pc
=0.15al
0 15 l
=55 jours-lum
Les étoiles tournant très rapidement autour d’un point massif,
avec des orbites de Kepler. Sagittarius A*Animation du mouvement des étoiles, dans le centre de la Voie Lactée
Une orbite complète
p en 16 ans: S2
2010
1992
V (km/s))
Temps (ans)
M= 4.30(±0.20)stat(0.30)sys x106 M
R0= 8.28 (±0.15)stat(±0.29)sys kpc
SgrA*
SgrA
2001
2002
Ghez et al. 2008, Gillessen et al. 2009a,bPassage en 2018 de S2 (14 M):
première mesure des effets relativistes!
Chu,, Do,, Hees et al 2018
Par des mesures précises
des vitesses radiales
Limites
i i sur une
binarité possible:
Mcomp sini < 1.6 M
Bientôt mesure des effets
relativistes au passage
près
è du
d trou noir:i
Redshift relativiste
Avance du périhélie
13Effets avec trou noir sans spin
Jusqu’à présent 40 étoiles dans 1’’ (0.04pc) -- S2 R=1300 Rs=0.7mpc
Sur 5 ans
Rs= 2GM/c2 =1.4 107km ~0.1 AU=0.510-6pc
Il faudrait des étoiles entre 100 Rs
(destruction par effet de marée)
et 5000 Rs,
Rs au-delà
au delà le potentiel est Rs=
0.012mas
perturbé par des étoiles résiduelles
((Waisbergg et al 2018))
Avec GRAVITY, on pourra mesurer
j
jusqu’à
’à 10-100as
10 100
Effets relativistes: OK
Mais pas encore le spin du trou noir
14Mesure du spin du trou noir ?
Effet Lens-Thirring, ou entraînement du repère, par le trou noir
en rotation ((trou noir de Kerr):
) il faudrait une étoile orbitant
entre 100 et 300Rs, avec des observations pendant 5-10 ans,
et une précision de 10as probabilité: 0.1 étoile assez brillante
Soit GRAVITY, soit des instruments sur télescopes plus grands
Autres méthodes
-- Chronométrie de pulsars
p lsars
--VLBI radio
-- Flare en X, IR
Waisberg et al 2018
15Sursaut Infrarouge du trou noir de la Galaxie
1.7microns, NACO, VLT, 30min, May 2003m/s)
esse (km
Vite
Découverte d’un
d un nuage de gaz en 2011
Distance au trou noir en arcsec (=0.1 al)Orbite du nuage de gaz (10-55 Mo) 137 ans de période
Comment le gaz est arrivé?
Destruction d’une étoile
par les forces de marée?
Simulations de
ét e e t du nuage
l’étirement uage
sur son orbiteLes images
g au p
péricentre ((Mars 2015))
Le nuage a survécu le péricentre en Mai 2014
Il existe une étoile au centreEtoile + éjection de gaz Ballone et al 2018
10-7 M /yr
Slice z=0 Total column
21Interaction et fusion avec Andromède
Perspectives pour la Voie lactée…
Dans quelques 3 Ma
Fusion des trous noirs
Ondes
gravitationnellesS A:
Sgr A principales
i i l structures
t t
• Sgr A a 3 structures:
– Sgr A Est
(Super-/Hypernova Remnant)
– Sgr A Ouest
(Mini-spirale)
– Sg
Sgr A*
(source radio poinctuelle)Autour de SgrA*, des amas d’étoiles
• DBXX-YY Amas d’étoiles dans le centre galactique, vus en X
CNR: circumnuclear ring
2-3pc de rayon Mini-spirale
Mi i i l 60M
Cavité 200M
HCN en orange CNR 106M
G iionisé
Gaz i é en vertt 7 104 cm-3
Inclinaison de 20° /plan 300K 25Bleu gaz ionisé diffus
CC: cavité centrale
Reste de supernova (SNR) et
halo
En rouge, le
E l gaz moléculaire
lé l i
dense, dont CNR et une série
De nuages (EC, SC),
MR: Molecular Ridge
NR North Ridge, etc.
Formation d’étoiles
Et rétro
rétro-action
action
26
D’après Ferrière (2012)Emission radio du centre galactique
g q
Bien que L= 10-9 LEddington, SgrA* radio source notable
27
Mini-spirale de gaz ioniséFilaments radio non-thermiques,
q , synchrotron
y
Filaments pouvant être extrêmement fins, souvent perpendiculaires
au plan de la Galaxie,
Galaxie mais pas toujours
Pendant 20 ans, on pensait à un champ galactique poloïdal
Mais ce qui domine est la formation des jeunes étoiles
28Processus
ocessus
• Champp B ggalactique,
q , reconnections
• Ejection de gaz ionisé, magnétisé par le TN
• Interactions avec les nuages
g moléculaires
• En fait Champ B moyen faible, mais forte
turbulence, forte vorticité
• Simulations: durée de vie des vortex 106-7
ans, ré-amplification du champ B
• Echelle caractéristique 10pc
Federrath 2015 29Zoom à l’intérieur de l’anneau moléculaire
30
Genzel et al 2010Le p
paradoxe des étoiles
jeunes près du trou noir
1 année lumièreLe p
paradoxe des étoiles 1
IRS16 SW (Ofpe/LBV)
jeunes près du trou noir 0
2.04 2.06 2.08 2.10 2.12 2.14 2.16 2.18 2.20
wavelength (m)
IRS16SE2 (WN5/6)
0.1
0
-0.1
2.05 2.10 2.15 2.20 2.25 2.30 2.35 2.40
wavelength (m)
10
1.0
0.9
1 année lumière
2.10 2.15 2.20Le p
paradoxe des étoiles
jeunes près du trou noir
~180 étoiles OB dans le parsec central !
Elles pourraient rendre compte du flux FIR, UV et EUV du
centre Galactique et de l’excitation/ionisation de la région
HII de SgrA
g West
1 année lumièreLe p
paradoxe des étoiles
jeunes près du trou noir
Montrent un
mouvement
ordonné
1 année lumièreLe paradoxe des étoiles jeunes près du TN
Pour former des étoiles, il faudrait un nuage
de gaz qui ne se déchire pas par effet de marée
nRoche ~6 1010 (R/0.1pc)-3 cm-3
Mais le gaz est loin d’avoir cette densité!
Formation dans un disque d’accrétion dense
Rajeunissement des étoiles par collision?
Migration après formation loin du
Migration, d centre?
Deux disques épais et gauchis, ou bien
une structure plus complexe ?SgrA* est-il bien le centre de la Galaxie?
Positionnement précis en VLBI
Ce q
que l’on voit ici est le
mouvement du Soleil,
par rapport aux QSO
SgrA* est fixe,
i immobile
i i
Echelle de milli
milli-arcsec
arcsec
La rotation du Soleil autour
du centre se fait en 200 Myr
On voit le mouvement en
quelques
l semaines
i
La position de Sagittarius A* dans le ciel à diverses époques par rapport
36
à des quasars lointains, Reid et al 2004, 2009SgrA* est-il bien compact?
VLBI à plusieurs longueurs d
d’onde
onde, 5 à 43 GHz
L’imageg de SgrA*
g est
floutée, par le milieu ionisé sur
la ligne de visée
Effet varie en 2
A haute fréquence, la diffusion
est moindre
5 -43 GHz correspond à
6cm -0.7 cm
La forme de Sagittarius A* dans le ciel à diverses longueurs d’onde
37g à =1.3mm
Taille de SgrA*
Taille (mas)
• EEn rouge taille
ill
observée, suit
la diffusion en 2
E vert,
En t taille
t ill intrinsèque,
i ti è
qui commence à
dominer à 1.3mm
Taille 35 as = 0.3
Taille=35 0 3 AU
~taille de l’ombre du TN
Longueur d’onde (cm) 38Taille de SgrA*
g et variabilité
Grand axe • Taille
T ill corrigée
i é
Petit axe
de la diffusion 2
Taille
ill 0.1
0 1 mas = 1AU,
1A
150 millions de km
L’ombre du TN, environ
5 fois Rs = 40
millions km
On ss’approche
approche du TN!
39Ombre du trou noir de SgrA*
• Différents modèles de
l’émission autour de
SgrA*
• (supposée Gaz en chute
Visibilité du trou noir de SgrA*
libre
Modèle i=45° 0.6 mm mm-VLBI 1.3mm
a=1
Em~r-22
x-axis y-axis Unit GM/c2 = 3as Falcke et al 2000
x y
a=0
Em=cst 41GRAVITY au VLTI
• L’instrument va devenir opérationnel en 2016
• Interférométrie
I fé é i infrarouge,
i f b d K (2
bande (2.2)
2 ) entre les
l 4 UT fixes
fi de
d
8m, et les télescopes auxiliaires AT (1.8m) mobiles
• Equivalent
Eq i alent à unn instrument
instr ment de base 180m
• 5as précision, pour K=15 en quelques minutes
• Exploration
E l ti des d orbites
bit relativistes
l ti i t d’étoiles
d’ét il ett des
d points
i t brillants
b ill t sur
la dernière orbite stable, etc…
42Scénarios à tester par GRAVITY
• R
Reconnectioni magnétique
éi de
d grumeaux
dans le jet
• Points brillants en orbite autour du TN
• Fluctuations du disque
43
Hamaus 2008Combinaison des
faisceaux par fibres
optiques
dans les tunnels
44Event Horizon Telescope
EHT
• EHT est la combinaison des télescopes millimétriques
millimétriques, avec ALMA
fonctionnant en VLBI de part le monde
Modélisation
d li i de d l’anneau
l de
d lumière,
l i prédit
di pour un trou noir
i de
d Kerr
a~0.9 à 0.94, i=50-60°
L’anneau
L anneau devient un arc: déflection des rayons,
rayons et Doppler boost
relativistes (Ricarte & Dexter 2015) 45Spectre de SgrA
SgrA* avec jet
• L’émission synchrotron devient optiquement épaisse, à
basse fréquence
Falcke
a c e et a
al 2011
0
46Spectre de SgrA* et modèle ADAF
• Modèle ADAF de l’état tranquille de SgrA*, Yuan et al (2003)
• Synchrotron ((--)) , Compton - . -)), + free-free
free free = Total (______)
21cm 100opt UV X ADAF= Advection
Ad ection
Dominated Accretion Flow
10-5-10-6 M/yr
A l’intérieur du rayon de Bondi
flare
RB ∼ 105RS ≈ 0.04 pc ≈ 1’’
Avec outflow: RIAF
Radiatively
ad at e y Inefficient
e ce t
Accretion Flow
47Le modèle standard du jet
j
• Plasma émetteur radio
en expansion libre dans un jet
supersonique
• superposition de plusieurs
spectres synchrotron self-
self
absorbés
• À chaque fréquence on voit la
surface = 1 comme le
“coeur”“JDAF”
Jet Dominated Accretion Flow
Jet-Dominated
• L
Le jet
j ou lel disque
di d i
domine
l’émission selon le taux
d’accrétion
Lx,r jet domination – disk domination
• En dessous du taux
Disk
dd’accrétion
accrétion dM/dt critique,
critique les
disques ne rayonnent plus Jet
efficacement (e.g.: ADAFs, low-state
BDAFs CDAFs …))
BDAFs, g
high-state
Les jjets alors pprennent le (A/C)DAF
dessus + Jet
Explique l’existence de jets
dans les AGN de faible dM/dtcrit dM/dtEdd dM/dt
luminosité
Körding et al 2002 -- Fender et al 2003La source radio Sgr A*
• Le taux d’accrétion est de 10-8.-6 M/yr (bulle X, gaz chaud).
• L
L’accrétion
accrétion se produit par un flot optiquement mince de type
advection-dominated ADAF
• L’émission de Sgr A* est de type jet-dominated: l’émission
radio vient du jet, sub-mm et X viennent du nozzle.
• L’émission en X est synchrotron self-Compton des électrons à
T > 1011 K
Sgr A* est un modèle/paradigme pour les noyaux actifs et la
pphysique
y q des trous noirs: bientôt nous allons ppouvoir imager
g
l’horizon des évènementsSpectre pendant un sursaut
• Spectre de SgrA* multiplié par 100 en NIR et rayons X, mais
inchangé en radio
• NIR provient
i de d l’é
l’émission
i i synchrotron,
h d’électrons
d’él chauffés
h ffé ded
façon transitoire, de même pour les rayons X (en haut)
• Pourrait
P it aussii venir
i de
d Inverse
I Compton,
C t desd e- sur lel mm (milieu)
( ili )
• Ou alors Synchrotron Self Compton (e- sur eux-mêmes, en bas)
51Sursauts en rayons X et NIR de SgrA*
• Origine encore mystérieuse
• Ejection de matière (jet),
(jet) points brillants sur la dernière orbite
stable, ou bien fluctuations sur le disque d’accrétion
• Ponti et al ((2015)) 80 sursauts en rayons
y X
• Une recrudescence quelques mois après le passage de G2 au
p
péricentre
• Augmenation d’un facteur 3.7 de la luminosité de SgrA* en
2013-14
• Ces variations des sursauts et de la luminosité est typique de TN
quiescents
52Sursauts à diverses
• Simultanéité, ou bien délai: X-ray et NIR simultanés, Radio délai
• Sursauts plus fréquents en NIR. Dure typiquement 30min
Les sursauts
L t peuventt être
êt
Interprétés comme une
expansion adiabatique
Emission synchrotron pure
avec n= 106.5 cm-3
Et Synchrotron Self-Compton
SSC 107.5 cm-3
Retournement à 300-400GHz
Lorentz factor = 103
53
Eckart et al 2012Modèle de sursaut,, avec p
points brillants
• Simulation des rayons lumineux, et effets de lentille
Flux, i=70° Flux, i=90°
R=1LSO
R 1LSO
1.2
1.5
2 0 LSO
2.0
Phase
Kerr a=0.52
LSO
i=70°
54
Hamaus 2009Corrélation Radio-X et sursauts
• Un sursaut X par jour, non-
accompagné de radio
• Y-aurait-il une barrière pour
LX?
• On pourrait le vérifier avec les
autres AGN de faible
luminosité
Markoff 2005
55Découverte de réflection super-luminique Raie Fe K
56Source externe: flare de SgrA*?
57
Ponti et al 2010 XMM-Newton: 15al in 2-4 annéesVariabilité sur 10 ans
• L’émission de la raie Fe K varie dans le
« Bridge »,» mais pas dans certains nuages
avoisinants
• Region balayée 2 arcmin~ 15 al en un
temps de 2-3 ans vapp=5c
• Pas à ll’intérieur, 1/r2
intérieur, car devrait ~1/r
FeK
FeK
Echo super-luminique
d’une
d une puissance passée
58
Ponti et al 2010Reservoirs de gaz
autour du centre
L = 10-8 LE ?
L x 160 dans un
sursaut
6pc
300pc
59
Rodriguez-Fernandez & Combes 2008Augmentation de puissance d’un facteur 1000, pendant au moins 10 ans
L/LE= 10-5 au lieu de 10-8
L/LE
Front de lumière émis
Il y a 400 ans
Frontt de
F d lumière
l iè é émis
i
Il y a 100 ans
L(SgrA*) = 1.4 1039 erg/s
Il y a 100 ans
Sun = 1036 erg/s aujourd’hui
60Chandra: bleu, 1 point = 300s Influence de G2? Dû à la meilleure statistique
Ponti et al 2015
61
XMM: rouge, après soustraction de sources ponctuelles, cf la magnétar SGR 1745-2900Les forts sursauts fin 2014 sont-ils dûs à G2?
Ici les périodes sans observation sont supprimées
62Trou noir au centre de notre galaxie
Orbites des étoiles, V > 1000km/s, Masse du trou ~4 106 M
Nuage G2, ou bien enveloppe de gaz autour d’une étoile
Environnement multi-longueurs d’onde, NIR et rayons-X, binaires
et objets compacts
compacts, ga
gaz diff
diffuss
VLBI radio mm, approche l’ombre
l ombre du trou noir, Kerr ou non ?
Mesure du spin et des effets de relativité. Test de la gravité- EHT
GRAVITY en proche infrarouge. Approcher l’horizon
Encore bien des questions: spectre multi
multi-longueur
longueur d’onde
Origine des sursauts, dernière orbite stable, ou jet?
Paradoxe des étoiles jeunes (10Myr), HVS…
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