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La Voie Lactée

Le centre de la Voie Lactée (V)

Les photographies de la Voie Lactée nous montrent clairement qu'une bande de poussière traverse le plan de la Galaxie et nous cache la vision du noyau. Le Soleil étant plongé dans le disque galactique, il nous est très difficile d'observer le noyau en optique (visible) car l'extinction de la lumière atteint 30 magnitudes dans la région du Sagittaire-Scorpion. En effet, le milieu interstellaire absorbe la lumière tandis que les rayonnements UV et X sont absorbés par l'atmosphère. Pour percer ces nuages obscurs il faut donc travailler à d'autres longueurs d'ondes, notamment dans les bandes radio, ou envoyer des télescopes dans l'espace.

A gauche, profil radioélectrique de la Voie Lactée entre les ondes UHF (408 MHz) et micro-ondes (~GHz). Ce rayonnement est principalement généré par l'émission de l'hydrogène mais également par l'effet indirect de la matière sombre (ou noire) ou de l'énergie sombre sur la matière baryonique. A droite, carte multispectrale de la Voie Lactée entre le rayonnement visible (optique) et les rayons gamma. Documents UCLA et NVO/NASA.

Si nous connaissons relativement bien les régions proches du Soleil (jusqu'à quelques milliers d'années-lumière), jusqu'à la construction des grandes télescopes et l'avènement de l'astronomie spatiale, le coeur de la Voie Lactée resta une Terra Incognita. Ce n'est que depuis le tournant du millénaire et même plus récemment que nous savons ce qu'il cache, bien qu'il subsiste de nombreuses zones vierges et des questions ouvertes.

Aussi les astronomes ont-ils tenté de sonder le coeur de la Galaxie et les régions situées derrière le bulbe en utilisant des longueurs d'ondes dans lesquelles la matière interstellaire était transparente. Ce fut le début des premières découvertes en proche infrarouge, en ondes radios millimétriques, submillimétriques, X et gamma.

Dans les années 1960, grâce à la polarimétrie, les radioastronomes découvrirent que la Voie Lactée générait un champ magnétique (cf. R.Wielebinski, 2012). La carte magnétique de la Voie Lactée présente en particulier une structure connue sous le nom de l'Éperon Polaire (ou Eperon galactique) illustré ci-dessous constitué de filaments magnétiques parallèles entourés de matière ionisée. On a longtemps cru qu'il s'agissait des résidus d'une supernova (et en 2022 encore certains dictionnaires comme celui d'Oxford la mentionne comme tel) mais cette hypothèse n'est valable pour certains filaments en forme de boucle ou de vague visibles dans la structure (cf. La Vague de Radcliffe).

Cartographie en fausses couleurs de la Voie Lactée révélant l'Éperon Polaire (l'extension vers le pôle Nord galactique) composé d'hydrogène incandescent. A gauche, carte rayons X obtenue par eROSETA (rouge=0.3-0.6 keV, vert=0.6-1.0 keV, bleu=1.0-2.3 keV). A droite, carte en rayons X à 0.75 keV obtenue ROSAT (en bleu) et en radio à 408 MHz (contour mauve de 30 à 600 K). Documents MPE/IKI et J.Kataoka et al. (2021).

Il faudra attendre le tournant du XXIe siècle et notamment le lancement en 1999 du satellite ROSAT sensible aux rayons X pour affiner les données. Finalement, les immenses bulles de gaz qui s'étendent perpendiculairement au plan du disque galactique s'avèrent probablement être le résultat des ondes de choc générées par une intense activité énergétique survenue il y a des millions d'années au centre de notre Galaxie.

Sursaut d'activité stellaire il y a 1 milliard d'années

Dans une article publié dans la revue "Astronomy & Astrophysics" en 2019 (disponible en PDF), l'astronome Francisco Nogueras-Lara aujourd'hui à l'Institut Max Planck d'Astronomie en Allemagne et ses collègues issus de laboratoires d'Espagne, des Etats-Unis, du Japon et d’Allemagne ont publié les résultats d'une étude sur le noyau de la Voie Lactée dans laquelle ils présentent la photo du centre galactique en haute résolution ci-dessous.

Cette image qui présente une résolution de 0.2" d'arc constitue la première publication du sondage GALACTICNUCLEUS. Ce programme repose sur l'utilisation de l'instrument HAWK-I (High Acuity Wide field K-band Imager) installé sur le VLT de l'ESO, un système à grand champ et très haute résolution angulaire conçu pour réaliser une image parfaitement nette des régions centrales de la Voie Lactée.

Image du coeur de la Voie Lactée prise par l'instrument HAWK-I installé sur le VLT de l'ESO. Sur la photo originale, la résolution est de 0.2". Document F.Nogueras-Lara et al. (2019).

Le sondage a permis d'étudier plus de trois millions d’étoiles distribuées sur plus de 60000 années-lumière2 centré sur le cœur de la Galaxie afin de mieux comprendre le processus de formation stellaire dans cette région très ancienne et très riche de la Voie Lactée.

Les chercheurs ont découvert qu'il y eut un sursaut de formation stellaire qui s'est traduit par l'explosion de plusieurs centaines de milliers d'étoiles en supernovae. Selon Nogueras-Lara, "Contrairement à l’hypothèse formulée jusqu'à présent, nous avons constaté la discontinuité temporelle de la formation d'étoiles".

Selon les chercheurs, quelque 80% des étoiles peuplant les régions centrales de la Voie Lactée se sont formées durant la première phase de l'existence de notre Galaxie, soit entre 13.5 et 8 milliards d’années avant notre époque. Cette première période de formation stellaire fut suivie par une période calme qui dura quelque six milliards d'années durant laquelle très peu d’étoiles se sont formées. Cette période s'acheva voici un milliard d'années par un intense sursaut de formation stellaire.

Ce sursaut dura moins de 100 millions d'années et donna lieu à la formation d'étoiles au sein des régions centrales de la Galaxie dont la masse combinée excèda probablement plusieurs dizaines de millions de masses solaires. Selon Nogueras-Lara, "Les conditions régnant au sein des régions centrales durant ce sursaut d'activité furent certainement semblables à celles caractérisant les galaxies à sursauts d'étoiles, qui donnent naissance aux étoiles à un rythme supérieur à 100 masses solaires par an [contre 2.9 M par an de nos jours]. Ce sursaut d'activité, certainement responsable de l'explosion de centaines de milliers d’étoiles en supernovae, fut probablement l'un des évènements les plus énergétiques de toute l'histoire de la Voie Lactée".

Mais nous verrons plus bas que la Voie Lactée connut plus récemment une activité encore plus spectaculaire suite au réveil de son trou noir supermassif.

Le disque central

Les radiotélescopes millimétriques ont permis de découvrir qu'au centre du noyau de la Voie Lactée se trouve un disque de 2.5 kpc (8000 années-lumière) de diamètre, incliné d'environ 18° sur le plan galactique, confirmant le motif légèrement incliné des bras, gauchissement surtout visible à 21 cm comme expliqué précédemment.

Ce disque central tourne sur lui-même trois fois plus vite que la matière qui l'entoure (130 km/s). Outre des débris de supernovae, il contient des gaz chauds sous pression, de la poussière et des nuages moléculaires. La région comprise dans les 300 pc autour du noyau représente une masse d'environ 108 M, soit environ 5% de la masse moléculaire totale de la Galaxie, concentrée dans 0.04% de sa surface !

La densité surfacique des gaz moléculaires du noyau est extraordinaire. On y trouve des nuages moléculaires CO et CS confinés qui requièrent de fortes densités pour être excités comme ils le sont. La vitesse des nuages déduite du décalage Doppler de leurs raies spectrales est de l'ordre de 15 km/s, plus de 15 fois supérieure à la vitesse du son ! On pense que ces déplacements sont induits par des champs magnétiques très intenses de l'ordre de 130 mG. Par comparaison, il n'est que de 5 mG dans le gaz diffus Local. On a également calculé que la pression du gaz moléculaire est trois fois plus élevée dans le noyau que dans le disque.

Ces champs et cette pression très intenses s'expliqueraient par la température qui est voisine de 10 millions de Kelvin, proche de celle qui règne dans le noyau du Soleil et par la densité du milieu (~0.03 à 0.06 proton/cm3) qui correspond à une pression près de 1000 fois supérieure à celle mesurée dans le voisinage du Soleil ! Dans de telles conditions, le gaz émet des rayons X qui pourraient se transformer en "vent galactique" s'il n'est pas confiné dans le champ magnétique.

Malgré cette grande concentration de matière, peu d'étoiles s'y forment, probablement en raison de l'intense dispersion qui se produit au sein des nuages moléculaires. La masse de Jeans de ces nuages atteint 106 M, ce qui signifie qu'une liaison gravitationnelle ne peut se produire qu'au sein de nuages extrêmement massifs, tels Sgr A et Sgr B2.

Des mesures permettent également d'estimer que les nuages de gaz présents dans le noyau de la Voie Lactée se seront diffusés avant leur effondrement. Cette diffusion peut s'étendre sur cent millions d’années[9].

A voir : Zooming into Sagittarius A*, ESO, 2018

A gauche, le centre de la Galaxie observé à 90 cm de longueur d'onde par le réseau VLBI VLA en 1986. L'image couvre un champ d'environ 4.1°x3.3° ou 2000 a.l. x 1600 a.l. Au centre, un gros-plan sur le parsec central de la Voie Lactée abritant le trou noir supermassif Sgr A* obtenue en rayons X par Chandra superposée à une image infrarouge prise par le HST. L'encart indique la zone d'émission des rayons provenant du disque d'accrétion du trou noir. A droite, image proche infrarouge en bande K (2-2.4 microns) obtenue par l'instrument interférométrique Gravity du VLT de l'ESO indiquant la position de Sgr A* et d'autres sources stellaires dont l'étoile S2 qui gravite autour du trou noir supermassif. Voici l'image sans légende du VLT. Documents NRAO/National Research Lab Navy, NASA/Umass/D.Wang et al./STScI/Chandra et ESO/Gravity.

La région couvrant les 30 pc centraux (100 a.l.) fait preuve d'une activité très exotique. Dans un espace réduit à 0.3° d’arc se trouve cinq sources de rayonnement intense dont l'une est baptisé "Sagittarius A". Elle se divise en deux composantes, Sgr A East et Sgr A West. La première s'étend sur 3' (8 pc) et présente un spectre non thermique vraisemblablement entretenu par le rayonnement des supernovae. Sgr A West est plus petite (2 pc). Au centre de cette structure s'agglomère quelque 5 millions d'étoiles sur 3 années-lumière ! Sa cartographie en infrarouge proche et moyen (2.2 et 10 microns) a permis d'y déceler une vingtaine de sources d'émissions dont certaines éjectent des filaments longs d'une centaine d'années-lumière. Cet environnement est vraiment très suspect et suscita l’intérêt de nombreux chercheurs.

Depuis la fin des années 1990, les astronomes ont étudié la région entourant Sgr A* situé à 26983 années-lumière du système solaire (cf. ESO, 2021). A leur plus grande surprise, ils ont découvert des étoiles se déplaçant à 4500 km/s dont certaines sont précédées par un front de choc, des étoiles et des nuages de gaz incandescent émettant des rayons X et des bouffées de rayons gamma dont certains sont de toute évidence attirés par Sgr A*.

Ce n'est qu'en 2012 que les astronomes eurent la preuve que tous ces phénomènes inhabituels et violents étaient provoqués par Sgr A*, un trou noir supermassif dont la masse est d'environ 4.3 millions de masses solaires (cf. ESO, 2021). Pour ne pas surcharger cet article, on reviendra en détails sur Le trou noir supermassif de la Voie Lactée.

Quand la Voie Lactée était un quasar

Les bulles de Fermi-eROSITA

En 2010, le satellite gamma Fermi de la NASA détecta une immense bulle de rayonnement gamma entourée de rayons X découverts en 2003 par le satellite allemand ROSAT s'étendant de part et d'autre du plan la Voie Lactée à partir de Sgr A* sur une distance totale de 12 kpc ou 39000 années-lumière. La structure gazeuse fut entièrement cartographiée en 2020 par le satellite allemand eROSITA. Selon les dernières mesures, chaque bulle de Fermi (ou de Fermi-eROSITA) mesure environ 50000 années-lumière de diamètre !

Illustration des deux bulles de Fermi centrées sur le trou noir supermassif caché au centre de la Voie Lactée. Document T.Lombry.

La base des bulles de Fermi commence à seulement 326 années-lumière de part et d'autre du plan galactique. Leur limite extérieure est très marquée par des arcs de choc, indiquant que ces deux bulles de plasma furent émises très rapidement. La partie intérieure de ces bulles émet principalement des rayons gamma tandis que l'enveloppe extérieure émet des rayons X.

Les bulles de Fermi sont beaucoup plus jeunes que la Boucle I de la Ceinture de Gould (la Vague de Radcliffe) et ne sont donc pas associées au même phénomène mais rien ne prouve que la source qui a émis ces deux bulles et l'Epéron Polaire n'est pas identique.

Selon une étude précitée publié en 2016 par Fabrizio Nicastro du Centre d'Astrophysique Harvard-Smithsonian et son équipe, ces bulles de Fermi détectées au sein du halo n'ont pu se former que suite à la libération d'une quantité colossale d'énergie animée d'une vitesse de l'ordre de 1000 km/s qui forma une onde de choc. Seul un trou noir supermassif actif (on pense à Sgr A*) est capable de produire un phénomène d'une telle ampleur et notamment un jet bipolaire s'étendant sur près de 6 kpc ou 20000 années-lumière de part et d'autre du pseudo-bulbe.

Selon Martin Elvis, coauteur de cette étude, les simulations montrent que le trou noir supermassif de la Voie Lactée aurait été actif il y a seulement 6 millions d'années. Comme par hasard, on a découvert à proximité immédiate du centre galactique de jeunes amas stellaires également âgés de 6 millions d'années. On en déduit que la matière qui fut attirée par ce trou noir a également permis de former ces étoiles. Le trou noir supermassif serait resté actif durant environ 2 millions d'années, un délai tout à fait raisonnable pour une galaxie à noyau actif (AGN), autrement dit un quasar qui se transforma ensuite en galaxie de Seyfert.

Des cheminées et des mini-jets de plasma

Après avoir analysé 750 heures d'observations en rayons X effectuées par les télescopes spatiaux XMM-Newton et Chandra, l'équipe de Gabriele Ponti de l'Institut National d'Astrophysique (INAF) d'Italie a découvert deux colonnes de plasma émettant des rayons X émergeant du centre galactique, l'une s'élevant vers le nord, l'autre vers le sud sur 522 années-lumière. Les résultats de leur étude furent publiés dans la revue "Nature" en 2019.

Comme on le voit sur les images présentées ci-dessous, reportées sur une carte rayons X du centre de la Voie Lactée, les deux "cheminées" de plasma sont quasi symétriques et semblent provenir du trou noir supermassif Sgr A* bien que la source exacte reste inconnue. Selon Ponti, "les cheminées sont les tuyaux d'échappement reliant l'activité du centre galactique aux bulles de Fermi". A l'époque on pensait que ces cheminées alimentaient les bulles de Fermi, mais il fallait d'autres données pour déterminer l'origine de ces immenses bulles de gaz.

Grâce au Télescope Spatial Hubble, nous avons aujourd'hui une preuve supplémentaire que Sgr A* n'est pas inactif ni endormi mais qu'il présente une activité périodique, chaque fois qu'il absorbe une étoile ou un nuage de gaz.

A gauche, cartographie des bulles de Fermi dans différents rayonnements. A droite, gros-plan sur les cheminées détectées en rayons X éjectant du plasma super chaud depuis une source proche ou qui serait le trou noir supermassif Sgr A*. Documents J.Bland-Hawthorn et al. (2019) et G.Ponti et al. (2019).

Dans un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2021, Gerald Cecil de l'Université de Caroline du Nord à Chapel Hill et ses collègues ont analysé des données du nuage moléculaire proche de Sgr A* enregistrées à plusieurs longueurs d'ondes par divers télescopes. Ils ont trouvé des indices suggérant que le trou noir supermassif émet un faible rayonnement exerçant une poussée dans un énorme nuage d'hydrogène. Il émet également des mini-jets chaque fois qu'il absorbe un nuage de gaz. Selon Cecil, "Le trou noir central est dynamiquement variable et est actuellement hors tension".

En 2013, les astronomes ont découvert un petit "jet sud" près de Sgr A* qui fut détecté en rayons X par Chandra et en radio par le réseau Karl Jansky (VLA). Ce jet semble également se propager dans le gaz proche du trou noir.

Cecil et ses collègues ont voulu savoir s'il existait un contre-jet émis du côté nord. Pour cela, ils ont recherché dans les spectres archivés par l'observatoire ALMA aux longueurs d'onde millimétriques - celles qui permettent de traverser les nuages de poussière situés entre nous et le noyau galactique - des données dans des raies moléculaires telles que le méthanol (CH4O) et le monosulfure de carbone (CS). 

Comme on le voit ci-dessous, les chercheurs ont découvert une caractéristique linéaire étroite en expansion dans le gaz moléculaire qui remonte sur au moins 15 années-lumière à partir de Sgr A*. Ils ont également trouvé dans les images infrarouges du Télescope Spatial Hubble, une bulle de gaz incandescent et rougeoyant qui s'aligne sur le jet à une distance d'au moins 35 années-lumière de Sgr A*.

A voir : Mini-Jet Found Near Milky Way’s Supermassive Black Hole

A gauche, image composite rayons X (en bleu par Chandra), optique (en jaune par le HST) et radio (en vert par ALMA et en rouge par le VLA) du gaz moléculaire et du gaz ionisé chaud près du centre galactique. Voici l'image sans texte. La couleur orange indique des nuages d'hydrogène incandescents. Une de ses caractéristiques, à l'extrémité supérieure du jet est interprétée comme un nuage d'hydrogène qui a été touché par le jet sortant. Le jet se disperse en vrilles qui s'écoulent vers le nord. Plus loin, près du trou noir, se trouvent des nuages de gaz surchauffé détectés en rayons X colorés en bleu et des gaz moléculaires en vert. Ces structures prouvent que le trou noir accumule occasionnellement des étoiles ou des nuages de gaz et éjecte une partie de la matière surchauffée le long de son axe de rotation. Le cône vertical gris indique l'axe possible d'un mini-jet émis par Sgr A*. A droite, schéma basé sur des observations multispectrales d'un jet présumé provenant de Sgr A*. Les deux bulles de Fermi sont composées de plasma brillant en rayons gamma et rayons X. Elles sont les preuves d'une éruption explosive du trou noir supermassif survenue il y a environ 2 millions d'années. En sondant profondément le coeur de la Voie Lactée (dans l'encart à droite), grâce au HST les astronomes ont identifié un nuage d'hydrogène rougeoyant près de Sgr A*. Il apparaît que la bulle nord de Fermi fut touchée il y a à peine 2000 ans par un jet étroit de matière émis par le trou noir qui forma une colonne perpendiculaire au plan de la Galaxie. Lorsque le jet heurta le nœud d'hydrogène, l'écoulement s'est dispersé en vrilles qui continuent à se propager hors de la Galaxie. Le trou noir supermassif Sgr A* est donc toujours actif, mais à une échelle de production d'énergie plus faible que les éruptions antérieures. Documents NASA/ESA/STScI, NASA/ESA/STScI, Gerald Cecil/UNC adaptés par l'auteur.

Les chercheurs suggèrent que le jet de plasma de Sgr A* perça cette bulle de gaz, provoquant son expansion. Selon Alex Wagner de l'Université de Tsukuba au Japon et coauteur de cet article, lorsque le jet de plasma perça la bulle de gaz, il est entré en collision avec la matière, est devenu turbulent et s'est divisé en plusieurs flux : "le jet diverge en formant des vrilles". Cet écoulement crée une série de bulles de gaz en expansion qui s'étendent sur au moins 500 années-lumière. Ces deux effets résiduels du jet sont la seule preuve visuelle de son impact sur le gaz moléculaire.

Sur base de ces observations, Wagner et Cecil ont réalisé des simulations des flux sortants des jets émis par Sgr A* afin de connaître leur ampleur et leur évolution au cours du temps. Selon Wagner : "Notre trou noir central a clairement augmenté sa luminosité d'au moins 1 million de fois au cours du dernier million d'années. Cela a suffi pour qu'un jet pénètre dans le halo galactique".

Ces observations confirment les études antérieures selon lesquelles Sgr A* connut une éruption majeure il y a environ 3.5 millions d'années (entre 2 et 4 millions d'années). Ce fut assez puissant et énergétique pour créer les deux immenses bulles de Fermi qui s'échappent du centre de la Galaxie et qui brillent en rayons X et gamma.

Cette fois, les spectres UV obtenus par le HST permirent de calculer la vitesse d'expansion et la composition des bulles de Fermi. Les spectres ont révélé que l'éruption fut si puissante qu'elle illumina la structure gazeuse du Courant Magellanique situé à environ 200000 années-lumière du centre galactique. Le gaz brille encore de cet évènement aujourd'hui (voir plus bas).

Pour avoir une meilleure idée du phénomène, Cecil et ses collègues ont examiné les images prises par le HST et par ALMA d'une autre galaxie, NGC 1068 alias M77 ou Cetus A, une galaxie de Seyfert située à ~47 millions d'années-lumière contenant un trou noir supermassif et affichant une chaîne de bulles de gaz incandescent comme illustré ci-dessous. Cette éruption est caractérisée par une chaîne de bulles alignées le long du jet. Cecil et ses collègues ont découvert que les échelles des structures radio et rayons X émises par NGC 1068 et par la Voie Lactée sont très similaires : "Une bulle d'arc de choc au sommet de la sortie [du jet] de NGC 1068 coïncide avec l'échelle du début de la bulle de Fermi de la Voie Lactée. NGC 1068 pourrait nous montrer ce que la Voie Lactée faisait pendant sa montée subite en puissance il y a plusieurs millions d'années".

A gauche, une photo de la la galaxie de Seyfert M77 alias NGC 1068 (Cetus A). Voici une photo prise par le VLT. Cet AGN abrite un trou noir supermassif de 15 millions de masses solaires qui éjecte chaque année l'équivalent de plusieurs masses solaires à une distance d'environ 3000 années-lumière. L'encart montre la chaîne de bulles d'hydrogène de 10 années-lumière s'étendant dans un rayon de 150 années-lumière autour du noyau. Ces nuages de gaz brillent parce qu'ils sont excités par le rayonnement émis par le trou noir. A droite, cartographie du noyau de NGC 1068 par le spectromètre NIFS (infrarouge) du télescope Gemini de 8.1 m installé à Hawaï (les flux sont en unités de 10E-15 erg.cm-2.s-1. La croix bleue indique la position du noyau où se trouve le trou noir supermassif. La distribution des flux montre l'émission d'une gigantesque bulle de gaz (en jaune) à partir du noyau, un phénomène qu'on retrouve dans les bulles de Fermi de la Voie Lactée. Documents NASA/ESA/STScI et R.A Riffel et al. (2014).

Pour en revenir à notre Galaxie, selon les chercheurs, le jet résiduel est suffisamment proche du trou noir supermassif de la Voie Lactée pour qu'il devienne beaucoup plus important quelques décennies seulement après la réactivation de Sgr A*. Cecil note que "le trou noir n'a besoin que d'augmenter sa luminosité d'un facteur 100 au cours de cette période pour remplir le canal du jet de particules. Ce serait cool de voir jusqu'où le jet ira [en terme d'énergie] au cours de cette explosion ". Mais étant donné l'immense taille des bulles de Fermi, pour atteindre ce même niveau de rayonnement gamma, le jet devrait se maintenir pendant des centaines de milliers d'années.

Les chercheurs estiment que les images de Sgr A* réalisées avec l'Event Horizon Telescope pourraient révéler où et comment le jet de plasma est éjecté. Avec un peu de retard sur le planning, les astronomes espèrent avoir les premières images en 2022.

En résumé, si vous avez bien lu, les jets très énergétiques quasi certainement émis par Sgr A* signifient que la Voie Lactée était un quasar à l'époque où les homininés (Orrorin et Lucy) foulaient le sol d'Afrique !

Une éruption de type Seyfert

Dans une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv) en 2019, l'équipe de Joss Ban-Hawthorn de l'Université de Sydney montra que la Voie Lactée connut une phase éruptive de type Seyfert il y a environ 3.5 millions d'années durant laquelle elle émit au moins 1056-57 erg depuis une région correspondant au trou noir supermassif de Sgr A*.

Les effets de cette éruption colossale furent ressentis jusqu'à 75 kpc ou 244500 années-lumière, laissant leur empreinte dans l'émission de l'hydrogène alpha du Courant Magellanique (Magellanic Stream), cette longue traînée de gaz qui s'étend entre les deux Nuages de Magellan. En effet, les chercheurs ont découvert que les rapports de certaines raies d’absorption UV (en particulier C IV/C II et Si IV/Si II) observés grâce au Télescope Spatial Hubble dans certains nuages du Courant Magellanique dirigés vers les deux pôles galactiques révèlent qu'ils furent fortement ionisés par une source capable de produire des énergies d'ionisation jusqu'au moins 50 eV. À plus de 200000 années-lumière, le cône de rayonnement ionisant était encore suffisamment puissant pour photoioniser des métaux comme le C IV et le Si IV.

A gauche, carte du ciel en projection de Aitoff (le pôle sud galactique est en haut) indiquant l'orientation des cônes d'ionisation déduits de l'étude de l'équipe de J.Bland-Hawthorn. Les points rouges indiquent les émissions Hα tandis que la taille des symboles est proportionnelle à la luminosité de la surface. Les points verts représentent l'intensité du rapport CIV/CII, les points les plus grands indiquant un champ fortement ionisé (s'il y eut photoionisation). L'image optique est superposée à une carte à 21 cm (rose) établie par l'équipe de Nidever en 2008. L'émission radio provient de la cartographie HI à 21 cm des Nuages de Magellan et du Courant Magellanique (STREAM) établie par l'équipe de Kalberla en 2005. Notez que certains Nuages du Courant HI font partie des cônes (indiqués par de petits arcs) présents dans les deux hémisphères. La ligne en pointillé indique l’axe d’un jet radio (et d'éventuels rayons gamma). A droite, l'aspect surprenant de la Voie Lactée quand elle était un quasar, il y a 6 millions d'années. Documents J.Bland-Hawthorn et al. (2019) et Mark Garlick.

Selon les résultats des modélisations, ces nuages d'hydrogène furent pris dans un faisceau de "cônes d'ionisation" bipolaires et radiatifs provenant d'un noyau de Seyfert associé à Sgr A*. Comme on le voit sur l'illustration présentée ci-dessus à gauche, selon les modèles l'axe biconique est incliné d’environ 15° par rapport au pôle sud galactique avec un angle d'ouverture d'environ 60°.

Contrairement au Courant Magellanique, le Bras Principal n'a pas été touché par le cône de rayonnement ionisant de cette éruption de Seyfert du fait qu'il est situé à l'écart du pôle sud galactique.

Dans une étude complémentaire publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2020 (en PDF sur arXiv), Andrew Fox du STScI et ses collègues ont étudié les effets de cette éruption dans 31 lignes de visée et en particulier sur la lumière UV émise par 21 quasars situés au-delà du Courant Magellanique. Ils ont quantifié l'ampleur du champ ionisé dans les nuages de gaz du Courant Magellanique par le cône de rayonnement à l'équivalent de 100 millions de masses solaires d'hydrogène (cela représente à peine 1/8000e de la masse de la Voie Lactée).

Les chercheurs ont également confirmé l'augmentation de l'intensité du rayonnement Hα dans le Courant Magellanique découvert en 2003 ainsi que des mesures ultérieures obtenues en 2013 et 2017 montrant l'existence d'émissions de ~500 milli-Rayleighs (l'unité d'intensité lumineuse CGS remplacée depuis par le candela) en dessous du pôle sud galactique alors qu'elles ne dépassent pas 50 à 100 milli-Rayleighs en dehors du cône d'ionisation. Malgré une interprétation rendue difficile par la distance inconnue des nuages de gaz, selon les chercheurs "Il s'agit d'une fluorescence induite par l'éruption de Seyfert du noyau galactique. Dans ce scénario, le Courant Magellanique agit comme un écran sur lequel se produit la fluorescence induite par l'AGN".

Selon Fox, "Le flash était si puissant qu'il éclaira le Courant comme un arbre de Noël - c'était un évènement cataclysmique ! Cela nous montre que différentes régions de la Galaxie sont liées - ce qui se passe dans le centre galactique modifie ce qui se passe dans le Courant Magellanique. Nous apprenons comment le trou noir affecte la Galaxie et son environnement". En effet, à travers les effets à grandes distances qu'induit leur jet bipolaire de plasma dans l'environnement, les trous noirs supermassifs peuvent potentiellement jouer un rôle dans la formation et l'évolution des galaxies, ce qu'on appelle la co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs.

A gauche, il y a entre 2 et 4 millions d'années, lorsque le trou noir supermassif de la Voie Lactée était actif et émettait un jet en même temps que les bulles de Fermi, ses émissions ont ionisé tout l'espace dans un cône de 60° et de 244500 a.l. de rayon, notamment l'hydrogène du Courant Magellanique dont on trouve encore la trace aujourd'hui. A droite, illustration artistique de l'éruption de Seyfert d'ampleur cosmique qui secoua le centre de la Voie Lactée il y a ~3.5 millions d'années. Nos lointains ancêtres homininés furent peut-être les témoins de cet évènement. Documents NASA/ESA et L.Hustak/STScI adapté par l'auteur et NASA/ESA/G.Cecil/UNC, J.DePasquale/STScI.

Enfin, dans une étude publiée en 2018 dans les "MNRAS", Marius Cautun de l'Université de Durham et ses collègues dont le cosmologiste Carlos S. Frenk ont simulé la fusion entre les deux Nuages de Magellan (LMC et SMC, voir plus bas) et la Voie Lactée. La "collision" devrait se produire dans ~2.4 milliards d'années (probabilité de 68%).

Les simulations montrent que suite à cette fusion mineure, la masse du trou noir supermassif Sgr A* sera multipliée entre 1.5 et 8. Le halo stellaire de la Voie Lactée subira une transformation toute aussi impressionnante, devenant 5 fois plus massif. Pendant ces interactions, un grand nombre d'étoiles principalement originaires du LMC seront éjectées du halo. Il est possible que le système solaire subisse les effets de cette collision et que nous soyons éjectés de la Voie Lactée.

Les simulations montrent également que le coeur de la Voie Lactée présentera de nouveau une activité typique des quasars peu avant et après la fusion du fait de la forte augmentation de la masse du trou noir supermassif Sgr A*.

Selon les simulations, en moyenne, au cours des 3 prochains milliards d'années, la masse stellaire de la Voie Lactée augmentera de 7% mais le rapport bulbe/disque de la Voie Lactée restera constant pendant la fusion du LMC. Ensuite, nous assisterons impuissants à la fameuse collision entre la Voie Lactée et M31. On y reviendra.

La Voie Lactée contient un noyau LINER

Depuis les années 1980 (cf. Filippenko & Halpern, 1984), des indices astrophysiques suggèrent que le coeur des galaxies comme celui de la Voie Lactée se comportent comme un LINER (Low Ionization (Nuclear) Emission Region), c'est-à-dire que le noyau galactique affiche des raies d'émission produites par des nuages de gaz très denses ionisés dont l'origine est encore inconnue (cf. T.M. Heckman, 1980).

Les galaxies de type LINER représentent environ un tiers de toutes les galaxies (75% des LINERs sont des galaxies elliptiques ou lenticulaires). Leur coeur émet plus de rayonnement que les galaxies qui ne forment que de nouvelles étoiles, mais moins de rayonnement que celles abritant un trou noir supermassif qui consomme une énorme quantité de matière. Deux théories peuvent donc expliquer les émissions ionisées des LINERs : soit la source est une région de formation stellaire riche en étoiles O (cf. A.V. Filippenko et al., 1997; J.C. Shields, 1992; Terlevich & Melnick, 1985) mais les galaxies elliptiques en contiennent peu, soit il s'agit d'un trou noir supermassif.

A ce jour, la source de rayonnement des LINERs reste un mystère. Mais une découverte vient apporter un peu de lumière sur ce concept.

Modélisation du disque incliné composé de gaz neutre percé en son centre et à travers lequel le coeur de la Voie Lactée émet un important flux d'hydrogène ionisé. Document UWMad.

Dans un article publié dans la revue "Science Advances" en 2020, l'astrophysicien Dhanesh Krishnarao de l'Université du Wisconsin à Madison et ses collègues ont annoncé que le centre de la Voie Lactée présente des niveaux de rayonnement galactique caractéristiques d'une galaxie de type LINER.

Le noyau de la Voie Lactée est noyé dans de l'hydrogène ionisé de sorte qu'il est très énergétique. Mais sans source d'énergie pour l'alimenter, les ions finissent par revenir à un état neutre et reforment des atomes stables assez rapidement. Le fait que le gaz reste ionisé incita les astrophysiciens à chercher les types de sources qui pourraient être responsables de ce flot constant d'énergie.

Pour déterminer la quantité d'énergie ou de rayonnement au centre de la Voie Lactée, qu'il est difficile à pénétrer en optique, généralement les chercheurs utilisent des observatoires orbitaux fonctionnant dans l'infrarouge ou des radiotélescopes. Cette fois, ils ont utilisé le télescope optique Wisconsin H-Alpha Mapper (WHAM) installé depuis 2009 à Cerro Tololo au Chili. Cet instrument spécialisé est dédié à l'étude du milieu interstellaire chaud ionisé et utilise un spectromètre de Fabry-Perot. A l'inverse d'un filtre interférentiel à bande étroite limité à une seule raie spectrale, selon la configuration du spectromètre, on peut utiliser différentes raies spectrales. Dans ce cas ci, l'instrument est optimisé pour l'Hα.

Après avoir analysé 20 années de données galactiques, les chercheurs ont découvert à quel point l'énergie imprègne le centre de la Voie Lactée.

Comme illustré à gauche, le coeur de la Galaxie comprend un disque incliné de gaz neutre d'environ 1.5 kpc ou 4900 années-lumière qui couvre environ 20° galactiques dont une partie s'étend sur quelques degrés en dessous du plan galactique. C'est une source intense de raies d'émission. 

Le fait d'observer ce disque en optique a permis aux chercheurs de comparer beaucoup plus facilement le noyau de la Voie Lactée avec celui d'autres galaxies spirales. En effet, comprendre l'origine de ce rayonnement pourrait aider à expliquer non seulement la nature de la Voie Lactée, mais également des innombrables galaxies qui lui ressemblent. Selon Matthew Haffner, coauteur de cette étude et qui participa à une étude sur les "bulles de Fermi" en optique, "De nombreuses études antérieures ont mesuré la quantité et la qualité du gaz ionisé provenant des coeurs de milliers de galaxies spirales à travers l'univers. Pour la première fois, nous avons pu comparer directement les mesures de notre Galaxie à cette grande population".

Ce disque incliné comprend un trou en son centre à travers lequel émerge un important flux d'hydrogène ionisé. Pour expliquer cette stucture, les chercheurs ont d'abord utilisé un modèle existant datant des années 1980 mais qui ne tenait compte que du gaz neutre. Krishnarao a d'abord affiné ce modèle pour qu'il tienne également compte du gaz ionisé et prédise plus précisément la quantité de gaz ionisé qui devrait se trouver dans la région émettrice.

Les données brutes du télescope WHAM permirent aux chercheurs d'affiner ce modèle et d'obtenir une image tridimensionnelle plus précise du disque incliné. La comparaison avec les images obtenues dans d'autres raies spectrales, en particulier les raies interdites [NII], [SII] et [OIII] donna aux chercheurs d'autres indices sur sa composition et ses propriétés.

A voir : Study reveals radiation at center of Milky Way, UWMad

Grâce au télescope WHAM, des chercheurs ont pu mesurer l'émission de l'hydrogène dans une région en forme de disque inclinée située au coeur de la Voie Lactée (à gauche, surlignée en rouge). A droite, la cartographie de la vitesse intégrée des émissions HI à 21 cm et des vitesses des raies interdites du coeur de la Voie Lactée montrant la distribution inclinée du gaz. Les contours de Hα intégrés sur la même plage de vitesse montrent la présence d'une contrepartie ionisée au gaz neutre. Les contours bleu-blanc et rouge-blanc montrent l'émission prédite par le modèle. La ligne violette montre le contour projeté de la bulle de Fermi extrapolée au centre galactique. Les cercles et les flèches en pointillés indiquent l'emplacement de deux faisceaux WHAM de 1° et leurs spectres de raies d'émission optique correspondantes pour Hα, Hβ, [NII], [SII] et [OIII]. Notons que l'émission lumineuse autour de vLSR = 0 km/s provient de l'émission locale dans le voisinage du Soleil. Documents WHAM/Alex Mellinger et D. Krishnarao et al. (2020).

Les chercheurs ont découvert une anomalie dans la dynamique du disque incliné. Comme on le voit dans les graphiques présentés ci-dessus à droite, une partie de la structure de gaz ionisé se déplace vers la Terre alors que cela semblait a priori impossible en vertu de la rotation galactique car elle se trouve sur une orbite elliptique à l'intérieur des bras internes de la Voie Lactée. Grâce à sa représentation en 3D, les chercheurs ont compris que le disque incliné se trouve sur une orbite dirigée vers la Terre en raison de la rotation elliptique de la barre nucléaire de la Voie Lactée.

De plus, cette structure change de propriétés à mesure qu'on s'éloigne du centre de la Voie Lactée. Selon Krishnarao, "Cela nous dit que ce qui se passe dans le coeur même de notre Galaxie, très près du trou noir supermassif, est différent de ce qui se passe un peu plus loin".

Du fait que cette structure gazeuse s'est éloignée des nuages ​​de poussière les plus denses, elle offre aux astronomes l'opportunité de voir plus loin vers le centre galactique que ce qui est normalement possible. Ils ont ainsi pu mesurer la quantité de gaz ionisé et estimer la quantité de rayonnement présente dans le coeur de la Voie Lactée.

Selon les chercheurs, au moins 48% de l'hydrogène gazeux contenu dans le disque incliné a été ionisé par une source inconnue. Dans la plupart des lignes de visée, la proportion [NII] / Hα augmente de 0.3 à 2.5 dans le disque, et on détecte également les raies interdites [OIII] et Hβ typiques d'un état métastable dans un milieu raréfié (cf. le milieu interstellaire).

Auparavant, les astronomes n'avaient identifié que du gaz neutre dans cette région. Selon Krishnarao, "Près du noyau de la Voie Lactée, le gaz est ionisé par les étoiles nouvellement formées, mais lorsque vous vous éloignez du centre, les choses deviennent plus extrêmes et le gaz devient similaire à une classe de galaxies appelées LINERs".

Selon Haffner, "Avant cette découverte par WHAM, la galaxie d'Andromède était la LINER spirale la plus proche de nous. Mais elle se situe à des millions d'années-lumière. Avec le noyau de la Voie Lactée à seulement des dizaines de milliers d'années-lumière, nous pouvons maintenant étudier plus en détail une région LINER. L'étude de ce gaz ionisé étendu devrait nous aider à en savoir plus sur l'environnement actuel et passé du centre de notre Galaxie".

Maintenant que l'on sait que la Voie Lactée est une LINER, elle offre l'opportunité d'observer de près les sources de rayonnement pour essayer de déterminer exactement ce qui crée toute cette énergie. A présent, l'équipe de Krishnarao tente de savoir si les autres galaxies spirales barrées sont sujettes à être des LINERs, et ce qui pourrait expliquer cette association.

Pour connaître la réponse, les chercheurs attendent avec impatience la construction du successeur de WHAM prévue d'ici quelques années. Actuellement, la résolution du système affiche des pixels élémentaires équivalant à deux fois le diamètre apparent de la Lune. Seul un upgrade permettra d'obtenir des images plus détaillées du gaz situé au centre de la Voie Lactée. Les chercheurs pourront alors plus facilement caractériser la source d'énergie et savoir quel type d'objet illumine notre Galaxie.

La population de trous noirs stellaires

L'astronome Charles Hailey de l'Université de Columbia et ses collègues ont découvert ce que les chercheurs avaient prédit depuis longtemps, à savoir l'existence d'une population de trous noirs stellaires dans le coeur de la Voie Lactée. Selon les simulations de la friction stellaire galactique, dans un rayon de 1 parsec ou 3.26 a.l. autour de Sgr A*, il pourrait exister jusqu'à 20000 trous noirs stellaires (et 10 millions dans toute la Galaxie). Il s'agit en fait de système binaires X ou XRBs (X-ray binaries) composés de deux astres compacts en orbites serrés autour de leur barycentre commun, un trou noir stellaire et soit une étoile à neutrons soit une étoile naine. Cette région contient également d'autres XRBs sans trou noir.

Après avoir analysé le coeur de la Voie Lactée grâce au satellite Chandra, au terme de 12 années d'études, comme on le voit sur la carte présentée ci-dessous à droite, les chercheurs ont identifié des dizaines de sources rayonnant faiblement en rayons X. Elles se différencient des spectres à haute énergie associés à la population de naines blanches accrétantes qui dominent dans les 8 pc centraux de la Galaxie.

A gauche, illustration d'un système binaire composé d'un trou noir de masse stellaire accrétant la matière d'une étoile compagne. L'interaction chauffe le gaz et génère des rayons X de faible énergie. Le système devient une binaire XRB. A droite, carte du parsec central de la Voie Lactée obtenu grâce au satellite Chandra centré sur Sgr A* (cercle vert). Un groupe de 12 trous noirs stellaires membres de systèmes binaires XRBs a été identifié (cercles turquoises) ainsi que de nombreuses sources X (cercles rouges), probablement des astres moins massifs (étoiles à neutrons ou naine blanche agencées en systèmes binaires). Il existe certainement des milliers de XRBs plus faibles sous le seuil de détection de Chandra. Documents T.Lombry et C.Hailey et al./CXC (2018).

Après avoir étudié ces systèmes binaires X et écarté ceux composés d'étoiles à neutrons et de naines blanches, les chercheurs ont retenu 12 sources dont les caractéristiques en termes de distribution spatiale et de fonction de luminosité (le nombre d'étoiles par intervalle de luminosité) correspondent à celles de trous noirs stellaires (en turquoise sur la carte ci-dessus à droite). Ces émissions X sont produites par l'interaction des trous noirs avec la matière accrétée des étoiles gravitant autour d'eux. L'annonce de cette découverte fut publiée dans la revue "Nature" en 2018.

On suppose que ces systèmes binaires sont les reliquats de l'activité du disque d'accrétion entourant Sgr A*. Bien que leur origine fasse encore débat, il s'agirait soit de systèmes binaires éjectés par effet gravitationnel soit de systèmes formés suite à la migration et l'attraction d'amas globulaires vers Sgr A*, mais dans tous les cas ces XRBs résultent de captures gravitationnelles, ce que les Anglo-saxons appellent des "tidal captures".

Reste à présent à découvrir les 19988 autres trous noirs stellaires cachés dans cette région car il existe vraisemblablement des milliers d'autres systèmes binaires X sous le seuil détection de Chandra comme l'ont montré Aleksey Generozov et ses collègues dans un article publié en 2018 (en PDF sur arXiv).

Les galaxies satellites de la Voie Lactée

Si on relit les anciennes publications, jusqu'au milieu du XXe siècle on constate que les astronomes ne connaissaient que deux galaxies satellites de la Voie Lactée, les deux Nuages de Magellan (LMC et SMC). Grâce à de grands sondages comme le SDSS qui travaille en optique (visible et proche infrarouge) grâce à APOGEE ainsi qu'aux progrès réalisés en imagerie numérique, aujourd'hui les astronomes ont répertorié une cinquantaine de galaxies naines autour de la Voie Lactée dont Bedin 1 découverte en 2019, Antlia 2 et Hydrus 1 découvertes en 2018 et Crater 2 découverte en 2016, sans parler des queues de marée qui les relient parfois et les restes de galaxies qu'elle absorba.

Selon une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2020 (en PDF sur arXiv) par Ethan O. Nadler de l'Université de Stanford et ses collègues, sur base des données de Gaia et de simulations tenant compte du modèle ΛCDM (le halo de matière sombre et froide qui entoure les galaxies), la Voie Lactée pourrait abriter environ 150 galaxies satellites supplémentaires qui restent à découvrir. Nous verrons à propos des découvertes de Gaia que la plupart de ces galaxies naines sont des nouvelles venues.

A gauche, la Voie Lactée et les deux Nuages de Magellan s'élevant au-dessus de l'observatoire de l'ESO à Cerro Paranal, au Chili. On distingue à l'avant-plan l'un des quatre télescopes auxiliaires de 1.80 m du réseau VLTI. A droite, l'étoile Régulus, alpha Leonis, sous laquelle on distingue la petite galaxie naine Leo I de magnitude apparente 10.8 découverte en 1950 en même temps que Leo II. Documents ESO/Yuri Beletsky et Chris Cook.

Aujourd'hui la Voie Lactée est principalement en interaction avec les deux Nuages de Magellan qui projettent deux immenses appendices en direction de la Voie Lactée dénommés le Courant Magellanique (Magellanic stream) et le Bras Principal (Leading arm). Mais depuis les années 2000, en mesurant la vitesse du LMC les astronomes ont découvert qu'il se déplace trop vite pour être lié gravitationnellement à la Voie Lactée. En fait, comme la plupart des autres galaxies naines, le LMC nous visite pour la première fois. C'est donc un abus de langage de le qualifier de "satellite" de la Voie Lactée car le LMC n'a pas encore été réellement capturé par la Voie Lactée.

En revanche, la petite galaxie naine elliptique SagDEG découverte en 1994 a bien été capturée par la Voie Lactée. Elle a également lancé un bras ou queue de marée autour de la Voie Lactée tandis que SagDIG est devenue une galaxie naine irrégulière.

Nous reviendrons sur cet ensemble de galaxies lorsque nous décrirons le Groupe Local qui rassemble les galaxies proches de la Voie Lactée. L'article consacré aux découvertes récentes décrit également certaines galaxies proches et restes "fossiles" découverts ces dernières décennies.

Venons-en à présent au dernier chapitre de cette revue de la Voie Lactée, celui concernant sa formation et l'origine de ses différentes composantes.

Dernier chapitre

Formation de la Voie Lactée

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[9] M.Morris, IAU Symposium no 136, "The Center of the Galaxy", eds M.Morris, Kluwer, 1989.


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