Sagittarius A*

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Sagittarius A*
Photographie de Sagittarius A* (au centre) et de deux échos lumineux provenant d'une explosion récente (entourés)
Photographie de Sagittarius A* (au centre) et de deux échos lumineux provenant d'une explosion récente (entourés)
Données d’observation
(Époque J2000.0)
Constellation Sagittaire
Ascension droite (α) 17h 45m 40,045s
Déclinaison (δ) -29° 00′ 27,9″
Distance 25 900 ± 1 400 al
Caractéristiques physiques
Type d'objet Radiosource
Masse (4,31 ± 0,38)×106 M
Dimensions < 120 ua
Découverte
Désignation(s) Sgr A*
Liste des objets célestes

Sagittarius A* (également abrégé en Sgr A*) est une source intense d'ondes radio, située dans la constellation du Sagittaire (coordonnées J2000 : ascension droite 17h 45m 40,045s, déclinaison -29,00775°) et localisée au centre de la Voie lactée. Initialement non résolue au sein d'une zone d'émission radio plus vaste dénommée Sgr A, elle fut par la suite distinguée de l'ensemble des sources formant cette zone d'émission, avec Sgr A Est et Sgr A Ouest. L'utilisation de l'astérisque dans son nom signifie que contrairement à Sgr A Est et Sgr A Ouest, il s'agit d'une source quasi ponctuelle et non d'une source étendue.

Nature[modifier | modifier le code]

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 fît 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 Sgr A* fut obtenue à la fin des années 1990 où des observations à suffisamment haute échelle angulaire permirent de résoudre individuellement le 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 S2, effectuant un tour complet autour du trou noir en environ 15 ans. 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 via la troisième loi de Kepler. Les mesures actuelles indiquent que l'objet central possède une masse d'environ 4 millions de masses solaires concentrées dans un rayon de 30 unités astronomiques. Aucune forme de matière connue autre qu'un trou noir n'est susceptible d'être aussi comprimée dans un tel espace étant donnée sa masse, tout en étant aussi peu lumineux.

Observations précédentes[modifier | modifier le code]

En 2002, une équipe internationale conduite par Rainer Schödel de l'Institut Max Planck de physique extraterrestre (en) a observé le mouvement de l'étoile S2 proche de Sagittarius A* sur une durée de 10 ans et obtenu la preuve que Sagittarius A* est un objet extrêmement massif et compact. Ces observations sont compatibles avec l'hypothèse selon laquelle Sagittarius A* est un trou noir. Par déduction, la masse de Sagittarius A* est estimée à 3,7 ± 1,5 million de masses solaires, confinées dans un rayon de moins de 120 unités astronomiques [1].

En 2005, l'équipe de Shen Zhi-Qiang, après observation de Sagittarius A* par interférométrie, a montré que la radiosource compacte est contenue dans une sphère d'1 ua de rayon (soit la distance entre la Terre et le Soleil)[2].

Voir aussi[modifier | modifier le code]

Articles connexes[modifier | modifier le code]

Liens externes[modifier | modifier le code]

Notes et références[modifier | modifier le code]

  1. (en) R. Schödel et al., « A star in a 15.2-year orbit around the supermassive black hole at the centre of the Milky Way », Nature, vol. 419,‎ 2002, p. 694 - 696 (lire en ligne).
  2. Z.-Q. Shen, K. Y. Lo, M.-C. Liang, P.T.P. Ho et J.-H. Zhao, « A size of ~1 AU for the radio source Sgr A* at the centre of the Milky Way », Nature, vol. 438,‎ 2005, p. 62 - 64 (lire en ligne).