Chauffage Compressionnel de l'Environnement des Disques ...

38 Un plasma d’hélium chaud
tel-00011431, version 1 - 20 Jan 2006
exact n’est pas connu avec précision, mais il devrait être suffisant pour augmenter le temps
de sédimentation de quelques fois (Narayan & Medvedev 2001, Malyshkin 2001) à quelques
centaines voire milliers de fois (Chandran et al. 1998, Schuecker et al. 2004). Les interactions
faibles et non-destructrices entres amas risquent également de mélanger les éléments
qui tentent de sédimenter et donc de retarder significativement la sédimentation (Böhringer
et al. 2004). Enfin, l’enrichissement en éléments lourds ne se fait pas de manière homogène.
Il provient probablement des supernovae de type I et II qui ne produisent pas les mêmes
abondances relatives et qui sont réparties de manière spécifique et différente selon leur place
dans l’amas et l’âge de l’amas (Schindler et al. 2005). Un tel enrichissement différentiel risque
d’engendrer des gradients d’abondances qui pourraient complètement dominer les effets de
stratification.
La phase chaude à 8 keV présente certaines similarités avec le gaz intra-amas. En particulier,
la densité y est très faible (n∼ 10 −2 − 10 −4 cm −3 ) et la température très élevée
(k B T∼.5-10 keV). Néanmoins, si ces propriétés ne sont pas très différentes de celle du gaz
chaud du centre Galactique, la taille du système, son potentiel gravitationnel et sa structure
sont très différents. D’une part, les échelles spatiales typiques du centre Galactique sont des
ordres de grandeur plus petites que celles mises en jeu dans un amas : la hauteur d’émission
en X est inférieure à 100 pc alors que rayon viriel typique d’un amas est de l’ordre de
R vir ∼ 500 kpc. D’autre part, le gaz intra-amas est un milieu probablement très turbulent à
toutes les échelles (Chandran et al. 1998) alors que la région centrale de la Galaxie semble
très ordonnée à grande échelle et beaucoup plus calme. D’autre part, si la phase chaude à
8 keV provient en continu des nuages moléculaires regroupés dans une altitude inférieure à
50 pc, l’origine des éléments lourds est beaucoup plus homogène que dans le gaz intra-amas
et donc plus propice à la sédimentation. Si l’on applique au centre Galactique les résultats de
Chuzhoy & Nusser (2003) sur le temps de sédimentation dans un milieu parfaitement calme,
on trouve que, pour une gravité verticale de g ≈ 10 −4 km s −1 an −1 , la vitesse de diffusion du
fer par rapport à l’hélium est d’environ
V Fe−He ≈ 0.3 km s −1 (2.31)
La stratification au centre Galactique peut donc en principe s’établir sur 100 pc de part et
d’autre du plan Galactique en :
τ sed ≈ 3. × 10 8 ans (2.32)
Ce temps est court devant l’âge de la Galaxie et comparable au temps de refroidissement
radiatif, ce qui suggère que l’état de stratification ait pu être atteint. Bien sûr, comme il a été
précisé, certains phénomènes comme une forte turbulence pourraient avoir bloqué ce processus
de sédimentation, sans que cela remette en cause pour autant l’idée d’un plasma d’hélium,
mais tant qu’ils ne sont pas trop forts il semble que la stratification décrite précédemment
puisse être observée aujourd’hui.
Observations
Pour l’instant, aucune observation ne vient étayer ou contredire cette idée. La phase
chaude n’émet que par rayonnement de freinage et dans les raies du fer à 6.7 et 6.9 keV. Cela
pourrait donner deux échelles caractéristiques que l’on pourrait comparer à nos prédictions, la
première pour l’hélium, la seconde pour le fer. En fait, les résultats sur les échelles de hauteur
présentés dans le premier paragraphe de la section 2.4.2 sont très dépendants du profil exact
de potentiel gravitationnel et on ne peut pas prétendre les prédire avec précision. Ce sont
donc des estimations en ordres de grandeur qui ne peuvent que guider l’interprétation des
observations. Sans essayer de comparer les hauteurs observées avec des prédictions exactes,