Sagittarius A*
{{#if:17/45/40.045|{{#if:-29/00/27.9|Modèle:Coord univers/avec séparateur}}}}Modèle:Infobox/Début Modèle:Infobox/Titre Modèle:Infobox/Image Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Géolocalisation astronomique Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre optionnel Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Ligne mixte optionnelle Modèle:Infobox/Sous-titre Modèle:Infobox/Notice Modèle:Infobox/Fin
Modèle:Nobr (qu'on lit Modèle:", abrégé en Modèle:Nobr) est une source intense d'ondes radio, située dans la direction de la constellation zodiacale du Sagittaire (coordonnées J2000 : ascension droite Modèle:Ascension droite, déclinaison -29,00775°) et localisée au centre de la Voie lactée, à environ Modèle:Unité (Modèle:Unité) du Système solaire. Initialement non résolue au sein d'une zone d'émission radio plus vaste dénommée Modèle:Nobr, elle est par la suite distinguée de l'ensemble des sources formant cette zone d'émission, dont Modèle:Nobr et Modèle:Nobr. L'utilisation de l'astérisque dans son nom signifie que, contrairement à Modèle:Nobr et Modèle:Nobr, il s'agit d'une source quasi ponctuelle et non étendue.
La radiosource Modèle:Nobr est aujourd'hui considérée comme associée à un trou noir supermassif d'environ Modèle:Nobr de masses solaires situé au centre de notre galaxie<ref>Modèle:Lien web.</ref>,<ref>Modèle:Lien web.</ref>. Ce trou noir est l'objet primaire d'un amas stellaire. La douzaine d'étoiles connues composant cet amas est en orbite autour du trou noir.
Découverte
La radiosource Modèle:Nobr est découverte les 13 et Modèle:Date- à l'[[Observatoire de Green Bank|observatoire de Modèle:Langue]]<ref name="Goss et al. 2003">Modèle:Article Modèle:Commentaire biblio</ref>. Balick et Brown publient leur découverte le Modèle:Date- dans la revue Modèle:Langue<ref name="Balick et Brown 1974">Modèle:Article Modèle:Commentaire biblio</ref>.
Désignation
La source radio Modèle:Nobr est ainsi désignée à la suite de Robert L. Brown qui fut le premier<ref name="Goss et al. 2003" /> à employer l'abréviation Modèle:Nobr en 1982<ref>Modèle:Article Modèle:Commentaire biblio</ref>.
Le nom « Modèle:Nobr » est composé de « Modèle:Nobr », qui désigne la région dans laquelle la source radio est située, suivi d'un astérisque. D'après Brown lui-même, l'astérisque dénote que Modèle:Nobr est une « source d'excitation » (en anglais : Modèle:Langue) pour la région d'hydrogène ionisé qui l'entoure, l'astérisque étant utilisé en physique atomique, pour noter l'état excité des atomes<ref name="Goss et al. 2003" />.
En 1982<ref>Modèle:Article Modèle:Commentaire biblio</ref>, Modèle:Lien et Richard A. Sramek proposent le nom Modèle:Nobr pour objet « compact non thermique » (en anglais : Modèle:Langue) du centre galactique<ref name="Goss et al. 2003" />.
Nature
Dans le courant des années 1990 s'est imposée l'idée que nombre de galaxies massives hébergeaient en leur sein un trou noir supermassif. S'il était logique que la Voie lactée ne fasse pas d'exception à cette règle, son trou noir central fut plus difficile à mettre en évidence du fait de sa faible activité électromagnétique, résultant directement de la faible quantité de matière qu'il engloutit à l'heure actuelle. La première preuve consensuelle de l'existence d'un trou noir à l'origine de l'émission radio de Modèle:Nobr fut obtenue à la fin des années 1990, où des observations à suffisamment haute échelle angulaire permirent de résoudre individuellement nombre d'étoiles situées à proximité immédiate du centre géométrique de notre galaxie.
En effet, ces étoiles sont tellement proches du trou noir central qu'elles orbitent autour de lui en quelques décennies, la plus rapide, dénommée S62, effectuant un tour complet autour du trou noir en environ Modèle:Nobr. Ainsi, il est possible en quelques années d'observation de mettre en évidence la portion d'orbite parcourue pendant cet intervalle de temps et d'en déduire la masse de l'objet central au moyen de la troisième loi de Kepler.
Les mesures obtenues indiquent que l'objet central a une masse de Modèle:Unité/2 concentrée dans un rayon ne dépassant pas Modèle:Unité<ref name="Shen" />,<ref name="GRAVITY">Modèle:Article.</ref>. Un trou noir de cette masse a un rayon de Modèle:Nobr (± 0,041) de kilomètres<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} "black hole 4000000 solar masses", Wolfram Alpha, site de calcul computationnel (consulté le Modèle:Date-).</ref>, soit Modèle:Nobr le rayon du Soleil<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} "1.181×10^10 meter", Wolfram Alpha (consulté le Modèle:Date-).]</ref>. La distance de cet objet est estimée grâce aux orbites des étoiles S29, S55, S300 et autres : Modèle:Unité<ref name="GRAVITY" />, soit Modèle:Unité (± 42)<ref>{{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Watch stars move around the Milky Way’s supermassive black hole in deepest images yet, Observatoire européen austral, le Modèle:Date-.</ref>.
Aucune forme de matière connue, autre qu'un trou noir, n'est susceptible d'être aussi comprimée dans un tel espace, tout en étant aussi peu lumineuse.
Observations
En 2002, une équipe internationale conduite par Rainer Schödel de l'Institut Max-Planck de physique extraterrestre observe le mouvement de l'étoile S2 proche de Modèle:Nobr sur une durée de dix ans et obtient la preuve que Modèle:Nobr contient un objet extrêmement massif et compact. Ces observations sont compatibles avec l'hypothèse selon laquelle il contiendrait un trou noir. Par déduction, sa masse est estimée à Modèle:Nombre de masses solaires, confinées dans un rayon de moins de Modèle:Nombre (l'unité astronomique est la distance entre la Terre et le Soleil)<ref>Modèle:Article.</ref>.
En 2005, l'équipe de Shen Zhi-Qiang, après observation de Modèle:Nobr par interférométrie, montre que la radiosource compacte est contenue dans une sphère d'une unité astronomique de rayon<ref name="Shen">Modèle:Article.</ref>.
En Modèle:Date- commencent les observations de Modèle:Nobr par interférométrie par les radiotélescopes constituant l'Modèle:Langue, afin de produire une image résolue<ref group="N">Cette image n'est ainsi pas une photographie ordinaire obtenue en lumière visible par des télescopes, mais une visualisation d'ondes radios en fausses couleurs. Elle est obtenue par reconstitution informatique de mesures effectuées par des radiotélescopes reliés par interférométrie à très longue base.</ref> du disque d'accrétion autour du trou noir<ref>Modèle:Article.</ref>,<ref>Modèle:Article</ref>. Celle-ci est dévoilée le Modèle:Date- par l'équipe de l'Observatoire européen austral et est la deuxième image de trou noir obtenue dans l'histoire, après celle de M87*.
Cette observation confirme la masse de Modèle:Nobr de masses solaires du trou noir<ref>Modèle:Lien web.</ref>. Vu de la Terre, le diamètre du trou noir de Sgr A* est de Modèle:Unité (microsecondes d'arc). Celui de M87* est beaucoup plus massif et plus gros : l'anneau de lumière a un diamètre d'environ Modèle:Nobr de kilomètres alors que le trou noir lui-même, de Modèle:Nobr (± 0,7) de masses solaires, a un diamètre de Modèle:Nobr (± 4,1) de kilomètres (en comparaison, environ Modèle:Nobr le grand-axe de l'orbite de Pluton), mais est beaucoup plus lointain de nous que Sgr A*, avec une distance de M87 de Modèle:Unité (± 2,949), soit Modèle:Unité (± 9,62), soit Modèle:Unité (± 0,919), pour être précis ; ce qui explique que son diamètre apparent — calculable par le quotient du diamètre de l'horizon du trou noir, Modèle:Nobr de km, par cette distance en km, un quotient très petit (7,35 10-11), quasi identique au sinus ou à la tangente de l'angle, donné en radian, à convertir en seconde d'arc, en divisant par 2 π et en multipliant par 360 x 3600 — est de Modèle:Unité, soit du même ordre de grandeur que pour Sgr A*, alors que la taille de l'anneau lumineux de M87* est de Modèle:Unité et que la taille de l'orbite de Pluton serait de 5 μas. Pour Sgr A* beaucoup plus petit, mais bien plus proche, la comparaison de sa taille apparente de 20 μas peut être faite avec l'orbite de Mercure qui serait de 95 μas.
En juin 2023, une équipe internationale dirigée par Frédéric Marin, astronome de CNRS, présente son observation utilisant le télescope IXPE, selon laquelle est détectée l'existence des rayons X récents dans des nuages moléculaires, qui sont issus d'une explosion de Sagittarius A*, tenue il y Modèle:Nobr environ. L'observation des mois de février et de mars 2022 a été combinée avec celle du télescope Chandra et celles qui se trouvent dans les archives. Les chercheurs ont réussi à identifier l'origine, qui n'est autre que Sagittarius A*. Au début du Modèle:S mini- siècleModèle:Vérification siècle, pendant quelques mois, ce trou noir supermassif, très actif, avait englouti le gaz et des poussières. Depuis cet événement, Sagittarius A* se rendort. Ce serait la raison pour laquelle le centre de la Voie lactée est actuellement assez moins lumineux que d'autres trous noirs supermassifs<ref>Modèle:Article</ref>,<ref>Modèle:Article</ref>.
Astres en orbite autour de Modèle:Nobr
Étoiles
| Désignation | Séparation angulaire θ (″) | Demi grand-axe a (ua) | Excentricité orbitale e | Période de révolution P (a) | Date de passage au péricentre T0 (année) | Référence | |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| S1 | S0-1 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | 2002,6 ± 0,6 | <ref name="Eisenhauer">Modèle:Article.</ref> |
| S2 | S0-2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 919 ± 23 |
Modèle:Unité/2 0.8670 ± 0.0046 |
Modèle:Unité/2 14.53±0.65 |
2002,315 ± 0,012 2002.308 ± 0.013 |
<ref name="Eisenhauer" /> <ref name="Ghez05">Modèle:Article.</ref> |
| S8 | S0-4 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | 1987,71 ± 0,81 | <ref name="Eisenhauer" /> |
| S12 | S0-19 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | 1995,628 ± 0,016 | <ref name="Eisenhauer" /> |
| S13 | S0-20 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 | 2006,1 ± 1,4 | <ref name="Eisenhauer" /> |
| S14 | S0-16 | Modèle:Unité/2 | Modèle:Unité/2 1680 ± 510 |
Modèle:Unité/2 0,974 ± 0,016 |
Modèle:Unité/2 36 ± 17 |
2000,156 ± 0,052 2000,201 ± 0,025 |
<ref name="Eisenhauer" /> <ref name="Ghez05" /> |
| S62 | 9,9 | ||||||
| S55 | S0-102 | 0,68 ± 0,02 | 11,5 ± 0,3 | 2009,5 ± 0,3 | <ref>Modèle:Article.</ref> | ||
Autres
Modèle:Vide Des objets de nature indéterminée orbitent également autour de Modèle:Nobr : les premiers découverts sont G1 (découvert en 2005), G2 (découvert en 2012) et G3, G4, G5, G6 (découverts en 2020 à moins de Modèle:Unité du trou noir<ref name="G3-6">Modèle:Article.</ref>). Ces six objets sont probablement de même nature et spécifiques des abords de trous noirs supermassifs<ref name="G3-6" />.
Disque d'accrétion
Le disque d'accrétion de Modèle:Nobr contient du gaz chaud (à environ Modèle:Unité) et du gaz froid (à une température comprise entre 102 et Modèle:Unité). En 2019, une première observation de la portion froide du disque de gaz est réussie ; sa température est de Modèle:Unité et il est situé à Modèle:Unité de l'horizon du trou noir<ref name="gazfroid" />. Sa rotation a pu être mise en évidence, ce qui a permis d'estimer sa masse entre Modèle:Unité et Modèle:Unité, avec une densité entre Modèle:Nombre et Modèle:Nombre par centimètre cube<ref name="gazfroid">Modèle:Article.</ref>.
Notes et références
Notes
Références
Bibliographie
- Annonce ESO/EHT du Modèle:Date- :
- Articles principaux = série First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results :
- Article I : The Shadow of the Supermassive Black Hole in the Center of the Milky Way
- Article II : EHT and Multi-wavelength Observations, Data Processing, and Calibration
- Article III : Imaging of the Galactic Center Supermassive Black Hole
- Article IV : Variability, Morphology, and Black Hole Mass
- Article V : Testing Astrophysical Models of the Galactic Center Black Hole
- Article VI : Testing the Black Hole Metric
- Articles supplémentaires :
- Article VII : Selective Dynamical Imaging of Interferometric Data
- Article VIII : Millimeter Light Curves of Sagittarius A* Observed during the 2017 Event Horizon Telescope Campaign
- Article IX : A Universal Power Law Prescription for Variability from Synthetic Images of Black Hole Accretion Flows
- Article X : Characterizing and Mitigating Intraday Variability: Reconstructing Source Structure in Accreting Black Holes with mm-VLBI
- Articles principaux = série First Sagittarius A* Event Horizon Telescope Results :
Voir aussi
Articles connexes
Liens externes
- « Sagittarius A*, le trou noir d’à côté », La Méthode scientifique, France Culture, Modèle:Date-.
- « Sagittarius A*, un peu plus près du trou noir », La Méthode Scientifique, France Culture, Modèle:Date-.
- {{#invoke:Langue|indicationDeLangue}} Modèle:Langue
