Le centre Galactique

Le Centre Galactique représente un laboratoire idéal pour étudier en détail les propriétés des étoiles et du gaz dans un environnement complexe. Les résultats de ces études sont très précieux car c'est ainsi que l'on peut espérer comprendre les mécanismes responsables des phénomènes que l'on observe dans les centres galactiques proches et lointains comme ceux des noyaux actifs (NAG). On peut résumer ainsi la morphologie présumée d'un centre galactique à différentes échelles:

• D < 0.01 pc: disque d'accrétion standard.
• 0.01 pc < D < 1 pc: structure nuageuse du disque et formation d'étoiles.
• 1 pc < D < 10 pc: élargissement du disque et fragmentation en nuages. Anneau de gaz et poussière dense.
• 10 pc < D < 100 pc: nuages géants moléculaires autour du centre galactique.
• D > 100 pc: disque galactique (structure de barre).

Une comparaison de la morphologie du Centre Galactique avec celle présumée des noyaux actifs de galaxie montre que tous les ingrédients sont là pour former un NAG au coeur de notre Galaxie:

• un trou noir central de plusieurs millions de masses solaires.
• des jeunes étoiles O/B qui produisent un champ de rayonnement UV intense au centre.
• un disque de gaz neutre et de poussière à une distance de ~10 pc du centre pour nourrir le trou noir.
• des nuages moléculaires géants à une distance de plusieurs dizaines de pc qui constituent une réserve de gaz pour le futur.

Cependant, une des conditions les plus importantes pour un NAG, un taux d'accrétion élevé, n'est pas remplie, c'est à dire il n'y a pas assez de gaz qui tombe au centre. Afin de devenir un NAG, notre Centre Galactique devrait avoir un taux d'accrétion d'environ 0.1 masses solaires par an. Le taux d'accrétion dans le Centre Galactique est à peu près un million fois plus petit.On est donc loin de former un NAG.

Plus loin du centre, la situation est différente. La mesure des vitesses radiales de nuages moléculaires à des distances d'environ 100 pc a conduit à la conclusion que le taux d'accrétion à ces distances est de l'ordre de un centième de masse solaire par an.Cela est un facteur 1000 plus élevé que le taux d'accrétion estimé autour du trou noir. L'échelle spatiale qui est située entre ces deux extrêmes est celle du disque circumnucléaire (CND). La physique du gaz dans les centres galactiques à cette échelle n'est pas très bien connue. La théorie standard des disques d'accrétion continus n'est plus applicable car ces disques sont clairement constitués de nuages. Au niveau théorique il y a eu très peu d'efforts pour établir une théorie cohérente de ces disques nuageux. Néanmoins, il y a eu quelques tentatives de modelisation et notre travail se situe dans cette lignée.

Nous faisons

• des modèles théorique du disque nuageux autour du centre galactique (1-10 pc)
• des simulations numériques d'un disque nuageux au centre galactique afin de comprendre l'interaction avec son environnement

Nous utilisons des observations

• infrarouges afin de situer les nuages moléculaires géants lelong la ligne de visée
• radio interférométriques afin de comprendre la dynamique du gaz

Ainsi nous espérons comprendre les mécanismes qui font d'un centre galactique un noyau actif.

Distances le long la ligne de visée de nuages moléculaire au centre galactique. La distance 0 est celle du trou noir central qui est marquée avec une croix sur l'image. Les distances négatives sont plus proches de l'observateur. Pour la reconstruction des distances l'absorption de poussières dans l'infrarouge proche a ete utilisée. Contours: le disque circumnucléaire. On voit les 33 pc x 25 pc intérieurs de notre galaxie (Vollmer et al. 2003, 407, 515).

Simulation d'une collision d'un nuage moléculaire avec un disque circumnucléaire. Les pas de temps de la simulation sont marqués en haut de chaque boîte (Vollmer & Duschl 2002, A&A, 388, 128).