Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

1.1 Le centre Galactique en radio 11
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
parallélogramme correspond aux grands nuages moléculaires denses qui forment la ZMC et
dont les vitesses sont de l’ordre de 100 km s −1 . Ces nuages sont souvent très étirés, allongés
sous l’effet des forces de cisaillement. Les bords du parallélogramme correspondent à un anneau
presque continu de gaz, de rayon 180 pc qui marque la frontière extérieure de la ZMC
et appelé tore moléculaire. Cette structure présente des vitesses plus élevées (130-200 km/s)
que les nuages plus internes.
Bien qu’un modèle quantitatif soit encore à élaborer, cette structure s’explique assez
bien par la présence d’un potentiel de barre (Binney et al. 1991, Englmaier & Gerhard
1999, Englmaier & Shlosman 2000). Le gaz au-delà de l’anneau moléculaire à 180 pc est
principalement sous forme atomique HI (Burton & Liszt 1978) et se déplace dans le potentiel
de barre de la Galaxie sur des orbites très allongées le long de la barre, orbites dites X 1
(Contopoulos & Mertzanides 1977, Liszt & Burton 1980, Binney et al. 1991). Par divers
processus dissipatifs, le gaz passe en fait d’une orbite à une autre, spiralant lentement vers
le centre. Quand il arrive à la résonance interne de Lindblad de la barre qui correspond
approximativement au tore moléculaire à 180 pc, les orbites commencent à s’intersecter ce qui
génère un choc. Ce mécanisme comprime le gaz HI sous forme de nuages denses moléculaires
H 2 . En deçà de cette limite, les nuages se déplacent sur d’autres orbites, dite X 2 , très allongées
également mais cette fois perpendiculairement à la barre. Ce changement de comportement
est celui d’un oscillateur excité quand sa fréquence d’excitation change de part de d’autre
de sa fréquence de résonance. Ici, la fréquence propre est la fréquence épicyclique, fréquence
d’oscillation radiale lorsque l’on écarte légèrement une particule de son orbite principale.
Cette fréquence κ 2 = 2Ω K
r
∂ r (r 2 Ω K ) dépend du rayon alors que l’excitation par la barre est de
fréquence constante, indépendante du rayon. Au-delà de la résonance de Lindblad, la barre
tourne moins vite que la fréquence épicyclique, la fréquence d’excitation est inférieure à la
fréquence propre et le gaz oscille en phase avec la barre. A la résonance de Lindblad, la
fréquence de la barre est égale à la fréquence épicyclique. En deçà du tore moléculaire, la
barre tourne plus vite que le mouvement épicyclique, la fréquence d’excitation est supérieure à
la fréquence propre et le gaz oscille en opposition de phase par rapport à la barre. L’accrétion
sur les orbites X 2 est beaucoup plus lente si bien que 85-90% de la masse moléculaire de la
région centrale circulent sur ces orbites X2 à l’intérieur de la ZMC (Morris & Serabyn 1996).
Les nuages moléculaires
Du fait de leur faible température et leur forte densité, les nuages moléculaires H 2 formés
à la frontière externe de la ZMC sont principalement observés dans les raies C, HCN, CS, CO
J=1-0 et CO J=1-2 en infrarouge lointain. Depuis plus de 20 ans, beaucoup de surveys ont
été effectués de cette région afin d’étudier leurs propriétés statistiques (voir Morris 1996a,
pour une revue de ces surveys). Les plus récents sont ceux de Bally et al. (1987, 1988), Oka
et al. (1998a, b, 2001), Tsuboi et al. (1999), Miyazaki & Tsuboi (1999, 2000) sur lesquels
nous nous basons ici.
Il apparaît vite que les nuages ne sont pas de simples sphères de matière, bien distinctes
les unes des autres. On sait qu’ils possèdent des formes très complexes, souvent allongées.
De plus, leur structure est presque fractale : les nuages sont souvent composés de sousnuages,
de grumeaux plus petits et plus denses, séparés par du gaz plus diffus. Les nuages
eux-mêmes peuvent former des complexes plus grands encore. Quand on isole une surdensité
moléculaire, il est donc difficile de définir précisément ce qu’on entend par nuage, de donner
une taille typique ou d’estimer le nombre de ces nuages. A cela s’ajoutent également les effets
de projections qui compliquent encore l’interprétation.
En isolant les nuages en position et en vitesse Doppler, différentes études statistiques
ont malgré tout pu déterminer la distribution en taille des nuages du centre Galactique. La