Le centre de masse proprement dit de la Galaxie se trouve au centre de la zone brillante Sgr A (Sagittarius A), et a été baptisé Sgr A*. Les déplacements du gaz et des étoiles qui l'environnement ont permis d'y déduire la présence d'une masse concentrée dans un espace inférieur aux dimensions du Système solaire. Depuis 2004, grâce aux études menées à l'aide du réseau de radiotélescoipes VLBI, les dimensions de l'objet se sont trouvées réduites à un espace inférieur à celui circonscrit par l'orbite de Mercure. Le candidat le plus communément cité est un trou noir géant de 4 millions de masses solaires. Dans sa proximité immédiate, se concentre vaste complexe astrophysique aux conditions extrêmes. Sur une distance de quelques parsecs (1 parsec = 3,26 années-lumière), autour de lui se rencontrent une quantité d'arcs, de filaments, de nodules divers, et de rémanents de supernovae (SNR), d'amas stellaires, de nuages de gaz et de poussières, etc. 
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Les régions centrales de la Galaxie

Pour percer les secrets de cette région cachée, les astronomes utilisent un éventail complet d'observatoires spatiaux et terrestres. La poussière interstellaire bloquant la quasi-totalité de la lumière visible (une atténuation d'environ 30 magnitudes), le centre galactique ne peut être observé que dans les domaines des ondes radio, infrarouges, rayons X et gamma. Des observatoires comme MeerKAT, l'Event Horizon Telescope (EHT) ou ALMA cartographient en détail son émission radio. L'EHT a d'ailleurs produit en 2022 la première image de l'ombre de Sagittarius A*. Les télescopes spatiaux infrarouges comme Spitzer et le James Webb parviennent à percer le voile de poussière pour observer les populations stellaires, tandis que les observatoires de rayons X (Chandra, XMM-Newton) et gamma (HESS, INTEGRAL) traquent l'activité à haute énergie du trou noir et les rayons cosmiques produits dans la région. Cette approche multi-messagers est indispensable pour assembler le puzzle complexe de ce Centre galactique.

La population stellaire du bulbe est dominée en masse et en nombre par de vieilles étoiles, âgées de plus de 10 milliards d'années pour la grande majorité d'entre elles, formées dans les premiers milliards d'années de l'histoire galactique. Ces étoiles présentent une distribution de métallicités (c'est-à-dire d'abondances en éléments plus lourds que l'hélium) remarquablement large, s'étendant de valeurs très inférieures à celle du Soleil jusqu'à des valeurs deux à trois fois supérieures à la métallicité solaire. Cette distribution large, avec un pic légèrement super-solaire, contraste avec la distribution des étoiles du halo galactique qui sont systématiquement pauvres en métaux, et reflète une histoire d'enrichissement chimique rapide et intense dans les premiers milliards d'années, alimentée par de nombreuses générations de supernovae de type II issues d'étoiles massives à courte durée de vie. La relation entre métallicité et cinématique au sein du bulbe est complexe : les étoiles les plus riches en métaux participent davantage à la structure de barre et présentent des orbites plus allongées dans le plan galactique, tandis que les étoiles les plus pauvres en métaux ont des orbites plus isotropes évoquant davantage une composante sphéroïdale classique.

La cinématique du bulbe, mesurée par spectroscopie de plusieurs millions d'étoiles géantes rouges grâce aux relevés BRAVA, ARGOS et GIBS, révèle une rotation cylindrique cohérente, c'est-à-dire une vitesse de rotation qui varie peu avec la latitude galactique, caractéristique des bulbes formés par instabilité du disque plutôt que par fusion. La vitesse de rotation maximale du bulbe atteint environ 100 kilomètres par seconde à quelques kiloparsecs du centre. Cette rotation est superposée à une dispersion de vitesses significative, de l'ordre de 100 à 130 kilomètres par seconde dans les régions les plus centrales, qui décroît progressivement vers les régions externes du bulbe. Les gradients de vitesse mesurés sont en bon accord avec les modèles dynamiques d'un bulbe en forme de barre triaxiale en rotation lente, confortant l'interprétation séculaire de la formation de cette structure.

La barre galactique.
La barre galactique est la structure dynamique dominante des régions internes de la Voie Lactée. Ell est intimement liée au bulbe dont elle constitue en réalité l'expression centrale, et s'étend sur environ 5 kiloparsecs de demi-longueur de part et d'autre du centre galactique, avec un angle d'inclinaison par rapport à la ligne de visée Soleil-centre galactique d'environ 27 à 33 degrés selon les études, ce qui signifie que l'une de ses extrémités est plus proche de nous que l'autre. Cette inclinaison est à l'origine d'une asymétrie apparente dans le comptage des étoiles du bulbe entre les longitudes galactiques positives et négatives, observable à l'oeil nu sur les panoramas infrarouges du plan galactique. La barre galactique tourne comme un corps rigide avec une vitesse angulaire appelée vitesse de figure (pattern speed), estimée à environ 35 à 40 kilomètres par seconde par kiloparsec, bien que cette valeur soit encore l'objet de discussions. La corotation, c'est-à-dire la distance au centre où les étoiles du disque orbitent à la même vitesse angulaire que la barre, se trouve à environ 6 kiloparsecs, à l'extrémité approximative de la barre.

La barre exerce une influence gravitationnelle considérable sur l'ensemble du disque intérieur de la galaxie, notamment via des résonances orbitales qui structurent la distribution du gaz et des étoiles. La résonance de corotation, déjà mentionnée, est le lieu où les étoiles et la barre tournent à la même vitesse et où les échanges d'énergie et de moment cinétique entre les deux composantes sont les plus efficaces. La résonance de Lindblad interne, située à environ 3 kiloparsecs du centre, marque la frontière intérieure au-delà de laquelle les orbites stellaires deviennent instables vis-à-vis de la perturbation de la barre et commencent à être piégées dans des familles d'orbites allongées parallèlement à l'axe de la barre, appelées orbites x1. Ces orbites x1 constituent le squelette dynamique de la barre elle-même, et leur existence est prédite par la théorie des orbites dans un potentiel non axisymétrique. À la résonance de Lindblad interne, le gaz s'accumule, se comprime et forme des chocs en spirale qui créent les conditions favorables à la formation stellaire, notamment dans les régions annulaires à quelques kiloparsecs du centre.

La barre joue également un rôle de pompe à gaz à l'échelle galactique. En perturbant les orbites circulaires du gaz dans le disque intérieur, elle génère des flux de gaz non circulaires qui canalisent la matière vers des régions de moindre énergie potentielle, c'est-à-dire vers le centre galactique. Ce mécanisme de transport radial est l'un des principaux processus par lesquels le gaz transite depuis le disque galactique ordinaire jusqu'à la zone moléculaire centrale, alimentant à terme la formation stellaire dans le noyau galactique et, très indirectement, l'accrétion sur Sgr A*. La modélisation numérique de ce transport, via des simulations hydrodynamiques dans le potentiel combiné du disque, du bulbe et de la barre, reproduit de manière satisfaisante la morphologie et la cinématique observées du gaz dans les 5 kiloparsecs centraux, notamment la structure dite des bras de 3 kiloparsecs, deux bras de gaz moléculaire asymétriques qui s'enroulent depuis l'extrémité de la barre vers l'anneau moléculaire central.

La question de l'existence d'une longue barre distincte de la structure centrale a été l'objet d'un débat considérable. Certaines études photométriques ont proposé l'existence d'une barre plus longue et plus mince, s'étendant jusqu'à 7 ou 8 kiloparsecs, inclinée à un angle différent de la barre principale. Cette longue barre, dont les extrémités correspondraient aux surépaisseurs stellaires observées aux longitudes galactiques de plus ou moins 27 degrés, est maintenant considérée par beaucoup comme faisant partie intégrante de la même structure que la barre principale, les différences d'angle et de longueur résultant de biais observationnels et de méthodes d'analyse différentes plutôt que de deux structures physiquement distinctes.

Le noyau galactique.
Le noyau galactique au sens strict (la région la plus interne de la Galaxie dans un rayon de quelques centaines de parsecs), est une zone où se concentrent des phénomènes d'une intensité et d'une diversité exceptionnelles. Il correspond approximativement à ce que les astronomes nomment la zone moléculaire centrale, une région elliptique de gaz moléculaire dense, de poussière, de plasma chaud, de rémanents de supernovae et de populations stellaires multiples. La densité stellaire dans le noyau galactique est plusieurs millions de fois supérieure à celle du voisinage solaire, avec environ 10⁷ étoiles par parsec cube dans les régions les plus centrales, contre environ 0,1 étoile par parsec cube dans le disque local. 

La Zone Moléculaire Centrale.
La Zone Moléculaire Centrale (ZMC ou CMZ = Central Molecular Zone) est une région extraordinairement riche et complexe, dont on peut décrire la structure selon plusieurs dimensions qui se superposent et s'interpénètrent. Cette région est considérée comme un laboratoire unique pour comprendre les phénomènes qui se produisaient dans les galaxies du tout début de l'Univers, lorsque les étoiles se formaient dans des environnements chaotiques et extrêmes, et pour mieux comprendre ce qui se passe dans les lointains noyaux actifs de galaxies lorsque les trous noirs géants croissent en accrétant de la matière sous forme de filaments froids. 

Dans son ensemble, la ZMC couvre les 600 parsecs centraux de la Voie lactée. Elle est dense en étoiles, en matière interstellaire, en champs magnétiques, en filaments non thermiques, en restes de supernovæ et autres objets, qui se superposent et interagissent entre eux en générant des phénomènes extrêmes et uniques dans la galaxie. Son plan orbital est légèrement incliné d'environ 5° par rapport au plan galactique général, et la distribution de sa masse est asymétrique : on estime qu'il y a trois fois plus de masse dans ses latitudes galactiques positives que négatives. 

La composante la plus visible et la plus massive de la ZMC est son réseau de nuages moléculaires géants, dont les propriétés diffèrent substantiellement de ceux du disque galactique. Ces nuages, parfois désignés par leurs coordonnées galactiques ou des noms historiques comme Sgr B2, Sgr C ou le nuage des 50 km/s, ont des densités de colonne et des dispersions de vitesses internes bien supérieures à leurs homologues dans le reste de la galaxie. Sgr B2 est à cet égard exceptionnel : avec une masse de plusieurs millions de masses solaires, c'est l'un des nuages moléculaires les plus massifs de la Voie Lactée, et l'une des régions de formation stellaire les plus actives. Il contient des régions H II (régions d'hydrogène ionisé) compactes et ultra-compactes et des masers de molécules diverses.

 L'amas des Arches et l'amas du Quintuplet, âgés de moins de 5 millions d'années et d'une masse d'environ 10 000 masses solaires chacun. Une autre composante structurelle fondamentale est le réseau de filaments. Le gaz moléculaire froid s'écoule le long de ces filaments, alimentant des amas de matière à partir desquels des étoiles se forment. Les astronomes ont pu observer ce processus dans la région centrale, où les événements sont beaucoup plus extrêmes qu'ailleurs dans la galaxie. Une nouvelle classe de filaments a récemment été identifiée : leurs vitesses ne correspondent pas aux émissions de poussière typiques, et ils semblent naître des interactions entre des ondes de choc et des nuages moléculaires. Selon les chercheurs, ces structures, comparées à des "tornades spatiales", résultent d'un processus de choc à l'échelle du parsec, provoquant la libération de molécules comme le méthanol et le monoxyde de silicium.

La chimie de la ZMC est d'ailleurs elle-même remarquable. Le principal ingrédient de cette chimie est le gaz moléculaire froid. Il se concentre dans d'immenses nuages, comme le Midpoint Cloud (ou M4.7-0.8), une structure gigantesque de 200 années-lumière de long et d'une masse équivalente à 160 000 soleils, située en périphérie de la CMZ. Ces nuages sont les pouponnières où naissent les étoiles. Grâce à des radiotélescopes, les astronomes ont pu analyser la composition de ce gaz, révélant une étonnante richesse moléculaire, des plus simples aux plus complexes.

La diversité chimique y est stupéfiante. On y détecte des dizaines de molécules différentes, allant du monoxyde de silicium (SiO) et du monoxyde de carbone (CO) jusqu'à des composés organiques complexes comme le méthanol (CH3OH), l'acétone ((CH3)2CO) et l'éthanol (C2H5OH). Des molécules aux structures plus élaborées ont aussi été identifiées. Dans le nuage géant Sagittarius B2, on a découvert du cyanure d'isopropyle (i-C3H7CN), la première molécule interstellaire connue possédant une structure carbonée ramifiée, une caractéristique déterminante des acides aminés, les briques du vivant. Sa détection, en abondance notable, suggère que ce type de chimie organique complexe est la norme plutôt que l'exception dans ces régions.

Cette chimie organique est également alimentée par la poussière interstellaire, composée de minuscules grains solides de carbone et de silicates. Dans l'environnement froid de la CMZ, ces grains se couvrent d'un manteau de glaces, majoritairement composées d'eau (H2O) et de monoxyde de carbone (CO). Ces glaces agissent comme des catalyseurs en surface desquels des atomes peuvent se rencontrer et s'assembler pour former des molécules de plus en plus complexes, protégées des rayonnements destructeurs.

L'évolution du centre galactique est un cycle continu. Les étoiles massives qui y naissent (certaines parmi les plus massives de la Voie lactée) y mènent une vie brève et explosive. Elles synthétisent en leur coeur des éléments lourds (oxygène, magnésium, silicium, calcium, titane) et les dispersent lors de formidables explosions en supernovae ou hypernovae. Cet enrichissement constant confère au bulbe galactique une métallicité (la proportion d'éléments plus lourds que l'hélium) particulièrement élevée. Les analyses spectroscopiques des étoiles du bulbe montrent en effet une nette surabondance d'éléments α (comme le magnésium et le titane) par rapport au fer, signature d'un passé de formation stellaire intense, rapide et dominé par les supernovae de type II.

Cette activité est mesurable par des traceurs chimiques. Le deutérium, un isotope de l'hydrogène formé lors de la nucléosynthèse primordiale, est détruit dans les étoiles mais pas synthétisé à nouveau. On s'attend donc à ce qu'il soit rare dans une région aussi animée que le Centre galactique. De fait, les mesures du rapport deutérium/hydrogène (D/H) y sont bien plus faibles qu'ailleurs, confirmant un recyclage intense de la matière par des générations successives d'étoiles.

Le Parsec central.
Au coeur même de notre Galaxie s'étend la Zone nucléaire centrale, également appelée Parsec central  (terme à entendre comme un ordre de grandeur, et qui correspond plutôt à une région de quelques parsecs de rayon). Cette région correspond à la sphère d'influence directe de Sgr A* et est l'une des plus complexes et des plus extrêmes de toute la Galaxie. On peut y distinguer plusieurs composantes imbriquées : 

À sa périphérie immédiate se trouve le disque circumnucléaire (CND), une structure toroïdale, composée de gaz moléculaire et de poussière qui s'étend sur environ 1 à 5 parsecs du centre galactique. Ce disque représente un réservoir crucial de matière pour le centre galactique, contenant des nuages moléculaires denses où pourraient se former de nouvelles générations d'étoiles. Sa structure est perturbée par les forces de marée du trou noir central et par les vents stellaires puissants émis par les étoiles massives du parsec central, créant un environnement turbulent où la matière est continuellement brassée et chauffée. Les observations en ondes millimétriques et submillimétriques révèlent que ce disque présente des inhomogénéités importantes, avec des régions de densité variable où la formation stellaire pourrait être déclenchée lorsque les conditions deviennent favorables. Les modèles théoriques suggèrent que ce disque circumnucléaire joue un rôle essentiel dans l'alimentation du trou noir central à partir de la matière acheminée depuis la ZMC, bien que le mécanisme exact par lequel la matière perd son moment angulaire pour tomber vers Sgr A* reste un sujet de recherche actif. Certains astronomes pensent que dans environ 200 millions d'années, ce disque pourrait atteindre une densité critique déclenchant un sursaut majeur de formation stellaire, similaire à ceux observés dans d'autres galaxies.

À l'intérieur du CND  se déploie la région H II Sagittarius A Ouest, surnommée la minispirale en raison de son aspect caractéristique visible en infrarouge et en ondes radio. Malgré son nom et son apparence en projection, la structure tridimensionnelle de la minispirale n'est pas celle d'une spirale, et les trois bras apparents qu'elle affecte ne sont pas de véritables structures en rotation spirale. Le Bras nord et le Bras est ont des orbites très excentriques (e ≈ 0,83), tandis que l'Arc ouest suit une orbite quasi circulaire (e ≈ 0,2). Les trois flux orbitent autour de Sgr A* dans le sens antihoraire vu depuis la Terre, avec des périodes comprises entre 40 000 et 80 000 ans. L'Arc ouest s'interprète comme la surface interne ionisée du disque circumnucléaire lui-même. Ces structures sont en réalité des filaments de gaz chaud ionisé par le rayonnement ultraviolet intense des étoiles massives jeunes situées dans le parsec central, en particulier les étoiles de type Wolf-Rayet et OB. Ces filaments gazeux atteignent des températures de plusieurs milliers de degrés et présentent des vitesses de déplacement pouvant atteindre plusieurs centaines de kilomètres par seconde. La structure en spirale apparente résulte probablement de l'interaction complexe entre les vents stellaires puissants émis par les étoiles massives centrales et le gaz environnant, créant des ondes de choc et des structures filamentaires. Les observations spectroscopiques révèlent que ce gaz est enrichi en éléments lourds, produits par l'évolution stellaire et éjectés dans le milieu interstellaire central. À ces grandes structures s'ajoutent des structures plus discrètes, peut-être formées de matériaux éjectés par les étoiles au cours de leur vie, ainsi que des ondes de chocs et des trous. La plus notable de ces perturbations est la Minicavité, interprétée comme une bulle soufflée dans le Bras nord par le vent stellaire d'une étoile massive. 

Enfin, tout au centre, on a Sagittarius A*, associé à un trou noir supermassif et coïncidant exactement avec le centre gravitationnel de la Galaxie. L'accrétion de matière autour du trou noir, probablement par le biais d'un disque d'accrétion, serait la source d'énergie qui produit la source radio compacte. La seconde d'arc centrale, la région la plus proche encore, semble ne contenir que des étoiles B massives, tournant autour du trou noir central sur des orbites excentriques. La plus célèbre, S2, a une période orbitale de seize d'années seulement, et son observation permet la mesure la plus précise de la distance au centre galactique et de la masse du trou noir. Ajoutons que Sgr A* n'est peut-être pas le seul trou noir dans le Parsec central : un amas compact d'étoiles, GCIRS 13E, découvert à seulement quelques secondes d'arc du trou noir central, présente une dispersion des vitesses et une résistance aux forces de marée qui indiquent une masse d'au moins mille à dix mille masses solaires concentrée dans un volume très réduit, ce qui pourrait indiquer la présence d'un trou noir, cette fois de masse intermédiaire. 
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Gros plan sur Sgr A et l'arc voisin.  (Credit: NRAO/VLA; F.Zadeh et al.)

L'activité de formation stellaire dans le Parsec central.
L'activité de formation stellaire dans le noyau galactique présente un paradoxe quantitatif bien documenté : malgré la présence d'une réserve de gaz moléculaire dense abondante, le taux de formation stellaire observé est environ dix à cent fois inférieur à ce que prédit la relation de Schmidt-Kennicutt, qui relie empiriquement la densité de gaz et le taux de formation stellaire dans les galaxies. Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer cette suppression : la turbulence exceptionnellement élevée du gaz, entretenue par les vents stellaires, les supernovae et les interactions gravitationnelles avec la barre, qui s'oppose à l'effondrement gravitationnel des nuages; le champ magnétique intense, qui fournit une pression additionnelle résistant à la compression; et les effets de marée du trou noir central, qui déchirent les nuages dont la densité est inférieure à la densité de Roche locale avant qu'ils n'atteignent les conditions requises pour l'effondrement. Néanmoins, des épisodes de formation stellaire intense ont clairement eu lieu dans le noyau galactique il y a quelques millions d'années, produisant les étoiles massives des disques stellaires, et des régions de formation stellaire active ont été identifiées dans le nuage de Sgr B2.

L'émission en rayons X diffus.
L'émission en rayons X diffus du noyau galactique, cartographiée sur plusieurs centaines de parsecs par les observatoires orbitaux, révèle un plasma multi-températures dont la composante la plus chaude atteint plusieurs dizaines de millions de kelvins. Cette émission est partiellement alimentée par les vents collectifs des étoiles massives, les chocs de supernovae et les interactions entre ces différentes sources d'énergie mécanique et le milieu ambiant. La contribution éventuelle d'une activité passée ou présente de Sgr A* à ce plasma chaud diffus est difficile à isoler mais potentiellement significative. La présence de raies d'émission de fer hautement ionisé dans ce plasma X diffus permet d'en déterminer la température et la composition chimique avec une précision appréciable, révélant une sur-abondance en éléments alpha (oxygène, néon, magnésium, silicium, soufre) cohérente avec un enrichissement chimique dominé par les supernovae de type II issues d'étoiles massives.

Les objets du centre galactique

Le complexe Sgr A.
Le complexe Sgr A lui-même, au sens large, englobe en dehors de Sgr*, le trou noir central, plusieurs nébuleuses thermiques et non thermiques imbriquées. 

Sgr A*.
Sgr A*est le point focal de tout le système. Avec une masse de 4,154 millions de masses solaires déterminée par le suivi astrométrique des étoiles S (V. ci-dessous) sur plusieurs décennies, il appartient à la catégorie des trous noirs supermassifs de masse modérée à l'échelle cosmologique,  bien loin des mastodontes de plusieurs milliards de masses solaires qui peuplent les noyaux des galaxies elliptiques géantes. Son horizon des événements, le rayon de Schwarzschild, est d'environ 12 millions de kilomètres, soit approximativement 0,08 unité astronomique. En dépit de sa masse colossale, Sgr A* est remarquablement peu lumineux : sa luminosité bolométrique est de l'ordre de quelques centaines à quelques milliers de luminosités solaires selon les états d'activité, ce qui le rend des milliards de fois sous-lumineux par rapport à ce qu'un trou noir accrétant à taux plein de sa masse devrait rayonner selon les modèles standards. Cette sous-luminosité s'explique par un régime d'accrétion dit RIAF (Radiatively Inefficient Accretion Flow), dans lequel le gaz infombant est si peu dense et si chaud que la majorité de l'énergie dissipée est advectée vers le trou noir plutôt que rayonnée. Sgr A* est néanmoins sujet à des sursauts d'émission quasi-quotidiens, observés en rayons X et dans le proche infrarouge, qui durent de quelques dizaines de minutes à quelques heures et correspondent à des événements d'accrétion transitoire ou à des phénomènes de reconnexion magnétique dans l'environnement immédiat de l'horizon.

Les autres composantes.
Sgr A East est un rémanent de supernova de forme elliptique qui enveloppe partiellement Sgr A* et dont le choc d'expansion interagit avec les nuages moléculaires voisins. Sgr A West est une nébuleuse thermique en forme de spirale à trois bras, souvent appelée minispirale, constituée de filaments de gaz ionisé qui spiralent vers Sgr A* à des vitesses de plusieurs centaines de kilomètres par seconde. Ce gaz, issu des vents des étoiles massives environnantes, représente le réservoir d'alimentation immédiat du trou noir et sa dynamique conditionne le taux d'accrétion à court et moyen terme. La minispirale est l'une des structures les mieux résolues du centre galactique et son étude cinématique détaillée a permis de cartographier le potentiel gravitationnel dans le demi-parsec central avec une précision remarquable.

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Le Centre galactique.
Source : NRL, crédit : N. E. Kassim, D. S. Briggs, T. J. W. Lazio, T. N. LaRosa, J. Imamura (NRL/RSD).
(Mosaïque d'images réalisées par le VLA à 90 cm de longueur d'onde.)

Les nuages moléculaires géants
Les nuages moléculaires du Centre galactique sont de véritables pouponnières d'étoiles, s'étendant parfois sur plusieurs parsecs, et la masse totale de la zone est estimée à 60 millions de masses solaires. Ces nuages présentent une structure  faite de filaments, de nappes, de bulles et de zones irrégulières. Les zones les plus denses sont appelées coeurs moléculaires. Elles peuvent atteindre une densité de 10⁴ à 10⁶ particules par centimètre cube

Sgr B2.
Le plus remarquable de ces nuages est Sagittarius B2 (Sgr B2) : situé à environ 120 parsecs du centre galactique, il est le plus grand nuage moléculaire dans les environs du noyau, s'étendant sur 45 parsecs et pesant trois millions de masses solaires. Sa densité moyenne en hydrogène est 20 à 40 fois supérieure à celle d'un nuage moléculaire ordinaire. Il se subdivise en trois grands noyaux : nord (N), milieu ou principal (M), et sud (S). Les deux premiers sont des sites de formation d'étoiles particulièrement prolifiques. L'ensemble du complexe Sagittarius B2 forme d'ailleurs un anneau autour du centre galactique, d'un rayon d'environ 120 parsecs. 

Les autres nuages moléculaires et régions ionisées.
À côté de Sgr B2 se trouvent d'autres régions HII et nuages moléculaires majeurs. Sagittarius C (Sgr C) est un nuage moléculaire géant et une région de formation d'étoiles active, l'un des plusieurs sites HII proéminents du Centre galactique aux côtés de Sagittarius A, B1, B2 et D, remarquable pour son gaz dense, ses poussières et sa formation stellaire continue dans des conditions environnementales extrêmes. 

Les amas stellaires du centre galactique.
Le centre galactique abrite une richesse exceptionnelle de structures stellaires organisées autour deSagittarius A*. 

L'amas stellaire nucléaire.
Le plus remarquable est l'amas stellaire nucléaire (en anglais galactic nuclear star cluster). C'est la composante stellaire la plus compacte et la plus dense du noyau. Avec une masse totale d'environ 25 millions de masses solaires, c'est aussi l'amas stellaire le plus massif de la Voie Lactée et l'un des plus massifs connus dans l'univers local. Il s'étend sur un rayon d'environ 5 à 10 parsecs autour de Sgr A*. Sa densité de surface stellaire suit un profil en loi de puissance avec un aplatissement ou une légère dépression dans le parsec le plus interne (la région dite de déplétion ou de trou dans le profil de densité) dont l'interprétation est encore débattue entre les effets de marée du trou noir, les processus de ségrégation de masse et les interactions gravitationnelles à N corps. L'amas nucléaire présente une forme légèrement aplatie, avec un rapport axial d'environ 0,7, et une rotation modeste alignée avec la rotation générale de la galaxie. Sa population stellaire est complexe. Les observations révèlent que cet amas contient  principalement des étoiles anciennes riches en métaux, témoignant d'une formation stellaire intense survenue il y a plus de dix milliards d'années, mais il abrite également des populations plus jeunes dont l'origine reste débattue.

L'amas des Arches et l'amas du Quintuplet.
À environ 100 années-lumière du centre galactique se trouvent deux amas stellaires massifs et jeunes : l'amas des Arches et l'amas du Quintuplet., qui sont deux des plus riches amas ouverts de la Voie lactée (observés ci-dessous dans l'infrarouge par le HST). Chacun a une masse de l'ordre de 10 000 fois celle du Soleil. L'un et l'autre seront rapidement disloqués par les effets de marées.
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Ces deux amas sont entourés de nébuleuses ionisées, comme la nébuleuse de la Faucille pour le Quintuplet, créées par le rayonnement intense de leurs étoiles massives.

Les étoiles S.
Plus près encore du trou noir central, à moins d'un parsec de Sagittarius A*, se déploie l'énigmatique amas des étoiles S, un groupe d'étoiles jeunes et massives orbitant à des vitesses extrêmes autour du trou noir. Ces étoiles, principalement de type spectral B, âgées d'environ six millions d'années, présentent une caractéristique surprenante : elles semblent toutes être des étoiles solitaires, sans compagnon stellaire, contrairement aux étoiles massives jeunes de notre voisinage solaire qui se forment majoritairement en systèmes binaires. Cette particularité suggère que l'environnement gravitationnel extrême près du trou noir disloque les systèmes binaires, éjectant les compagnons ou provoquant leur fusion avec l'étoile primaire. 

• Parmi elles, S2 est la référence observationnelle absolue : son orbite entièrement caractérisée sert d'étalon pour mesurer la masse et la distance de Sgr A*. Elle complète une orbite elliptique autour de Sagittarius A* en seulement seize ans, permettant aux astronomes de tester avec précision les prédictions de la relativité générale lors de son passage au plus près du trou noir.

• D'autres étoiles S, comme S62 ou S4711, ont des orbites encore plus serrées que S2, avec des périodes de quelques années seulement, et se trouvent à des distances périastroniques de quelques dizaines d'unités astronomiques du trou noir.

Autres amas.
Des amas stellaires plus diffus et des associations d'étoiles jeunes sont également détectés dans des régions comme Sagittarius B1 et Sagittarius C, où des observations récentes du télescope James Webb ont révélé des centaines de jeunes étoiles enfouies dans des nuages moléculaires denses. Ces structures suggèrent que la formation stellaire dans le centre galactique est un processus continu, alimenté par l'apport de gaz moléculaire depuis les régions externes de la Galaxie.

Les disques stellaires.
Les disques d'étoiles massives jeunes.
Les disques d'étoiles massives jeunes forment une autre composante majeure de la région centrale. Situés entre environ 0,04 et 0,5 parsec, ils contiennent plusieurs centaines d'étoiles de type O et Wolf-Rayet, parmi les étoiles les plus massives et les plus lumineuses connues. Les étoiles Wolf-Rayet sont des objets en fin de vie massive, dépouillés de leur enveloppe d'hydrogène par des vents stellaires extraordinairement puissants, qui éjectent de la matière à des vitesses de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Collectivement, ces étoiles injectent dans le parsec central une quantité prodigieuse de gaz chaud via leurs vents, alimentant le milieu interstellaire local en matière et en énergie. Les interactions entre ces vents multiples créent des chocs, des filaments de gaz chaud et des structures complexes qui ont été cartographiées en rayons X par les observatoires Chandra et XMM-Newton. Certaines de ces étoiles massives ont des luminosités dépassant le million de luminosités solaires, faisant du centre galactique l'une des régions les plus brillantes de la galaxie en termes de densité d'énergie rayonnée par unité de volume.

Le disque nucléaire stellaire.
Au-delà du parsec central, le disque nucléaire stellaire s'étend sur environ 150 parsecs autour du centre galactique, formant une structure aplatie, et en rotation contenant des centaines de millions d'étoiles. Ce disque présente une épaisseur verticale d'environ 45 parsecs et abrite des populations stellaires d'âges variés, témoignant d'épisodes de formation stellaire étalés sur des milliards d'années. Découvert et caractérisé plus précisément grâce aux relevés infrarouges WISE et Spitzer, il représente environ 10⁸ à quelques 10⁹ masses solaires d'étoiles en rotation régulière autour du centre galactique. La distinction entre l'amas nucléaire, le disque nucléaire stellaire et la partie interne du bulbe est une question de définition et de décomposition structurale qui reste partiellement ouverte, mais le disque nucléaire se distingue par son profil de densité plus plat et sa cinématique plus ordonnée.

Les rémanents compacts et les autres objets.
La population de rémanents compacts dans le parsec central est numériquement moins bien contrainte mais d'une importance théorique considérable. Des trous noirs d'origine stellaire, héritages de l'évolution de générations antérieures d'étoiles massives, doivent s'y concentrer par ségrégation de masse. Les estimations théoriques suggèrent la présence de plusieurs milliers de trous noirs stellaires dans les quelques dixièmes de parsec entourant Sgr A*, mais leur détection individuelle est extrêmement difficile car ces objets sont intrinsèquement sombres en l'absence d'accrétion active. Des candidats ont été identifiés via l'émission en rayons X de binaires transitoires (systèmes où le trou noir accrète la matière d'une étoile compagnon) et une poignée de sources ponctuelles en rayons X durs ont été détectées à des séparations angulaires compatibles avec une localisation dans le parsec central. Les étoiles à neutrons y sont également attendues en grand nombre; quelques magnétars, une sous-classe d'étoiles à neutrons dotées de champs magnétiques extrêmement intenses, ont été détectés à proximité du centre galactique et constituent des laboratoires précieux pour la physique de la matière dense en conditions extrêmes.

Des objets plus exotiques complètent ce paysage stellaire complexe : des courants d'étoiles arrachées à des amas globulaires par les forces de marée galactiques, des étoiles hypervéloces éjectées par des interactions à trois corps avec le trou noir central.

Le plasma chaud diffus.
Le plasma chaud diffus constitue une autre composante omniprésente du centre galactique. L'émission thermique en rayons X, cartographiée par Chandra sur plusieurs dizaines de parsecs, révèle un gaz à des températures de plusieurs millions à plusieurs dizaines de millions de kelvins, chauffé par les chocs de vents stellaires, les explosions de supernovae et éventuellement l'activité passée de Sgr A*. Ce plasma est à la fois un réservoir d'énergie thermique et un traceur des événements énergétiques passés. Le plasma chaud interagit continuellement avec les nuages moléculaires froids environnants, évaporant leurs surfaces et créant des interfaces thermiques complexes où coexistent des gaz à des températures différant de plusieurs ordres de grandeur.

Les filaments de rayonnement non thermique.
Les filaments de rayonnement non thermique, découverts dans les années 1980 grâce aux radiotélescopes, sont l'une des structures les plus caractéristiques et les plus énigmatiques du centre galactique. Ces filaments, dont certains s'étendent sur plusieurs dizaines de parsecs de longueur pour quelques fractions de parsec de largeur, émettent par rayonnement synchrotron, trahissant la présence d'électrons relativistes spiralant autour de champs magnétiques intenses orientés perpendiculairement au plan galactique. Leur origine est encore débattue : certains modèles invoquent l'interaction entre le vent de Sgr A* et les nuages moléculaires, d'autres des remnants de supernovae ou des jets magnétiques issus de processus d'accrétion anciens. La structure du champ magnétique qu'ils tracent révèle une composante poloïdale remarquablement ordonnée à grande échelle, superposée à une composante turbulente locale, témoignant d'un champ magnétique global organisé de manière différente du reste du disque galactique.

Les bulles de Fermi.
Les bulles de Fermi (V. ci-dessous), bien que s'étendant sur plusieurs kiloparsecs de part et d'autre du plan galactique et donc bien au-delà de la zone centrale stricto sensu, trouvent leur origine dans la région centrale. Ces deux lobes gigantesques d'émission gamma, découverts en 2010 par le télescope Fermi, représentent l'écho d'un événement énergétique passé centré sur Sgr A* ou sur une flambée de formation stellaire intense dans le centre galactique, survenu il y a quelques millions d'années. L'énergie totale contenue dans ces bulles est estimée à plus de 10⁵⁵ ergs, soit l'équivalent de millions de supernovae. 

Sagitarius A*, le trou noir supermassif central

Sa masse constitue l'une des grandeurs physiques les mieux mesurées en astrophysique. La valeur actuellement acceptée est de 4,154 millions de masses solaires, avec une incertitude de l'ordre de quelques dizaines de milliers de masses solaires, soit une précision relative meilleure que 1 %. Cette détermination repose sur deux décennies de suivi astrométrique et spectroscopique des étoiles S par les groupes de recherche de Reinhard Genzel à l'Institut Max-Planck de physique extraterrestre et d'Andrea Ghez à l'Université de Californie à Los Angeles, travaux qui ont valu en 2020 à ces deux chercheurs le prix Nobel de physique (partagé avec Roger Penrose). Le rayon de Schwarzschild correspondant à cette masse est d'environ 12,4 millions de kilomètres, soit 0,083 unité astronomique ou encore environ 18 fois le rayon du Soleil. Le rayon apparent de l'ombre du trou noir, tel qu'il serait observé depuis la Terre, est d'environ 50 microsecondes d'arc, une valeur qui en fait (avec M87*) l'un des deux seuls trous noirs pour lesquels une résolution directe de la région de l'horizon est envisageable avec les techniques interférométriques actuelles.

L'image directe de Sgr A*, publiée en mai 2022 par la collaboration Event Horizon Telescope, a constitué l'un des événements scientifiques les plus marquants de la décennie. Obtenue en combinant les signaux de radiotélescopes répartis sur l'ensemble de la surface terrestre pour former un interféromètre à très longue base opérant à une longueur d'onde millimétrique de 1,3 mm, cette image montre un anneau lumineux de diamètre angulaire cohérent avec les prédictions de la relativité générale pour un trou noir de la masse mesurée, entourant une région sombre correspondant à l'ombre de l'horizon des événements. La réalisation de cette image a posé des défis considérables supplémentaires par rapport à l'image de M87* obtenue en 2019 : la variabilité rapide de l'émission de Sgr A*, qui fluctue significativement sur des échelles de temps de l'ordre de la dizaine de minutes correspondant au temps orbital à la dernière orbite circulaire stable (ISCO = innermost stable circular orbit), a nécessité le développement de techniques de reconstruction d'image spécifiques capables de gérer un signal non stationnaire sur la durée des observations.

L'environnement d'accrétion de Sgr A* est caractérisé par un taux d'accrétion extrêmement faible à l'échelle cosmologique. Le flux de matière capturé par le trou noir est estimé à quelques fois 10^-8 masses solaires par an à grand rayon, mais la majorité de cette matière est expulsée par des vents et des sorties avant d'atteindre l'horizon. Le taux d'accrétion effectif à proximité de l'horizon est probablement inférieur de plusieurs ordres de grandeur à la valeur à grande distance. Cette situation place Sgr A* dans un régime d'accrétion radicalement différent des noyaux galactiques actifs brillants : au lieu d'un disque d'accrétion mince, géométriquement fin et optiquement épais rayonnant efficacement, l'environnement immédiat de Sgr A* est occupé par un flot d'accrétion géométriquement épais, optiquement mince, et radiativement très inefficace. Dans ce régime RIAF, les ions du plasma sont chauffés à des températures proches de la température virielle (de l'ordre de 10¹² kelvins près de l'horizon) tandis que les électrons, moins bien couplés thermiquement aux ions dans un plasma si peu dense, restent à des températures sensiblement plus faibles, de l'ordre de 10¹⁰ à 10¹¹ kelvins. 

C'est l'émission de ces électrons relativistes, par rayonnement synchrotron dans le champ magnétique ambiant et par diffusion Compton inverse, qui produit l'essentiel de l'émission observée en radio et en infrarouge proche. La luminosité bolométrique de Sgr A* dans son état quiescent est de l'ordre de 10³⁸ ergs par seconde, soit environ 10³ luminosités solaires. Cette valeur représente une fraction infime (de l'ordre de 10^-8 à 10^-9 ) de la luminosité d'Eddington correspondant à sa masse, qui est la luminosité maximale théorique pour un objet accrétant isotropiquement. À titre de comparaison, les quasars les plus lumineux rayonnent à des fractions significatives, voire proches, de leur luminosité d'Eddington. Sgr A* est ainsi l'un des noyaux galactiques les plus sous-lumineux connus relativement à sa masse, ce qui en fait un laboratoire idéal pour l'étude des processus d'accrétion en régime de très faible taux.

Les sursauts d'émission de Sgr A* sont l'une de ses manifestations les plus spectaculaires et les plus riches en informations physiques. Observés quasi-quotidiennement, ils se produisent en rayons X et dans le proche infrarouge, avec une occurrence plus faible mais une amplitude plus grande dans la bande X. Un sursaut typique en infrarouge consiste en une augmentation de flux d'un facteur 5 à 10 par rapport à l'état quiescent, sur des échelles de temps de 20 à 90 minutes, avec parfois des sous-structures temporelles de quelques minutes. Les sursauts en rayons X sont moins fréquents mais peuvent atteindre des amplifications de plusieurs dizaines à plusieurs centaines par rapport au niveau de base, et ont une durée comparable. La corrélation temporelle entre les sursauts X et infrarouges, lorsqu'elle a pu être établie par des observations simultanées, indique que les deux phénomènes ont une origine physique commune ou intimement liée. 

Plusieurs mécanismes ont été proposés pour expliquer ces sursauts : des événements de reconnexion magnétique dans le plasma d'accrétion proche de l'horizon, analogues aux éruptions solaires mais à une tout autre échelle énergétique; l'accrétion épisodique de blobs de gaz sur des orbites relativistes; ou des instabilités dans le flot d'accrétion proche de l'ISCO. Les observations avec GRAVITY ont révélé que certains sursauts infrarouges sont accompagnés d'un mouvement orbital du centroïde d'émission sur un rayon compatible avec quelques rayons de Schwarzschild, apportant une preuve directe de l'origine de ces sursauts dans les régions les plus internes du flot d'accrétion.

Le champ magnétique dans l'environnement immédiat de Sgr A* joue un rôle physique central. Les mesures de rotation Faraday (la rotation de l'angle de polarisation d'ondes radio en traversant un plasma magnétisé) ont permis d'estimer l'intensité du champ magnétique à quelques dizaines de gauss au voisinage de l'horizon, et de quelques milligauss à l'échelle du parsec. L'image EHT de Sgr A* montre une polarisation linéaire de l'émission annulaire, témoignant d'un champ magnétique structuré à l'échelle de l'horizon. La topologie de ce champ, entre une configuration toroïdale dominante et une configuration poloïdale, conditionne les propriétés du flot d'accrétion et l'éventuelle production de jets relativistes. La question de l'existence d'un jet de Sgr A*  (observé sous forme de deux lobes de plasma relativiste dans la quasi-totalité des noyaux galactiques actifs étudiés) est précisément l'un des points les plus débattus concernant cet objet. Des structures allongées ont été identifiées en radio dans le milliparsec central, mais leur nature de jet au sens strict, par opposition à un vent équatorial ou à des inhomogénéités du flot d'accrétion, n'est pas établie avec certitude.

L'histoire passée de Sgr A* est inscrite dans plusieurs traceurs fossiles répartis dans la galaxie. L'écho de lumière de l'émission X passée, observable via la fluorescence de la raie du fer à 6,4 keV dans les nuages moléculaires de la zone centrale, indique que Sgr A* était entre 10⁶ et 10⁷ fois plus lumineux il y a quelques centaines d'années qu'il ne l'est aujourd'hui. Ce phénomène, mis en évidence notamment par les observations de XMM-Newton et Chandra des nuages Sgr B2 et du complexe Sgr A, permet de remonter la courbe de lumière historique de Sgr A* sur des échelles de temps de quelques siècles à quelques millénaires. À des échelles de temps plus longues, les bulles de Fermi suggèrent qu'il y a quelques millions d'années, Sgr A* a connu un épisode d'activité véritablement intense, potentiellement comparable à un noyau galactique actif de faible luminosité, qui a injecté une énergie colossale dans le halo galactique. Plus récemment, à l'échelle de quelques millions d'années, des simulations et des observations indiquent que l'accrétion d'un nuage de gaz massif ou la capture d'une étoile ont pu déclencher des épisodes de luminosité intermédiaire.

La nature physique exacte de Sgr A* en tant que trou noir (plutôt que comme un objet compact exotique alternatif tel qu'une étoile à bosons, un gravastar ou une autre configuration hypothétique de la matière en régime de gravité forte) est aujourd'hui soutenue par une accumulation de preuves observationnelles convergentes. La précession relativiste de l'orbite de S2, le décalage gravitationnel vers le rouge de ses raies spectrales, la morphologie de l'image EHT concordant avec la géométrie prédite pour un trou noir de Kerr, et la cohérence de toutes les mesures de masse avec un objet ponctuel dans une région de moins de quelques dizaines d'unités astronomiques, forment un ensemble de contraintes qui écarte pratiquement toute alternative compacte réaliste. 

Le paramètre de spin de Sgr A*, qui caractérise sa rotation propre et peut varier de 0 pour un trou noir de Schwarzschild à 1 pour un trou noir de Kerr extrême, est moins bien contraint que sa masse, avec des estimations couvrant une gamme assez large entre 0,5 et 0,99, selon les méthodes d'analyse des sursauts et de la morphologie EHT. Contraindre ce spin avec précision est l'un des objectifs scientifiques majeurs des campagnes d'observation futures avec des réseaux EHT étendus incluant des antennes spatiales, qui permettraient d'atteindre une résolution angulaire suffisante pour sonder la géométrie de l'espace-temps à quelques rayons de Schwarzschild de l'horizon et de distinguer entre différentes valeurs du spin par la forme et la taille de l'ombre.

Les bulles de Fermi

Les dimensions de ces bulles sont véritablement titanesques. Chaque lobe s'élève à environ 25 000 années-lumière du plan galactique. Autrement dit, la structure entière, d'une extrémité à l'autre, s'étend sur environ 50 000 années-lumière. Pour donner une idée de cette échelle, cela équivaut à peu près à la moitié du diamètre du disque de la Voie lactée. Vues depuis la Terre, les bulles couvrent une immense région du ciel, s'étendant de la constellation de la Vierge jusqu'à celle de la Grue. En coordonnées galactiques, elles s'étendent jusqu'à environ 50 à 55 degrés au-dessus et en dessous du centre galactique, pour une largeur d'environ 40 degrés en longitude. On estime que ces structures sont relativement jeunes à l'échelle cosmique, avec un âge d'environ 3 millions d'années, bien que certaines études suggèrent un âge légèrement plus élevé, entre 5 et 6 millions d'années.

Les bulles de Fermi représentent une preuve monumentale et visible que le centre de notre propre galaxie, aujourd'hui relativement paisible, a été le théâtre d'événements d'une violence inouïe dans un passé cosmologique récent. L'étude des lobes de Fermi permet d'enquêter sur la physique de l'accrétion des trous noirs supermassifs, le mécanisme des jets galactiques, le transport et l'accélération des rayons cosmiques à des échelles incroyables, et les interactions entre les différentes composantes du milieu interstellaire. Leur existence même offre un aperçu unique des cycles d'activité (les "repas" du trou noir central) qui façonnent l'évolution des galaxies.

Les rayonnements des bulles de Fermi.
La caractéristique la plus frappante des bulles de Fermi est leur émission intense et très énergétique dans le domaine des rayons gamma. Cette émission se situe principalement dans une gamme d'énergie allant de 1 à 100 GeV, bien que certaines observations l'étendent jusqu'à 200 GeV. Le spectre de ce rayonnement est qualifié de "dur", ce qui signifie qu'il produit une grande quantité de photons à haute énergie. Il est remarquablement uniforme sur l'ensemble de la surface des bulles et ne montre pas de variation significative entre le lobe nord et le lobe sud. 

La forme de ce spectre en énergie est bien modélisée par une loi de puissance, où le flux de photons décroît proportionnellement à l'inverse du carré de l'énergie (dN/dE ~ E^-2). La luminosité gamma totale combinée des deux bulles est estimée à environ 4 à 5 x 10³⁷ ergs par seconde. Sur le plan morphologique, les bulles se distinguent par une surface étonnamment lisse et des bords très nets, ce qui suggère une frontière physique bien définie entre le milieu intérieur des bulles et le reste du milieu galactique environnant. Leur profil d'intensité projetée est presque plat, ce qui est une énigme car il ne correspond pas aux profils attendus pour une coquille creuse et brillante en périphérie ou pour un volume uniformément rempli et plus brillant au centre.

Plusieurs modèles théoriques permettent d'expliquer cette émission multi-longueurs d'onde. Le modèle leptonique propose que des électrons de très haute énergie, accélérés par des ondes de choc, interagissent avec les photons ambiants de la galaxie (lumière des étoiles, fond diffus cosmologique) par un processus appelé diffusion Compton inverse (inverse Compton scattering), produisant ainsi les rayons gamma observés. Ces mêmes électrons produiraient également l'émission radio par rayonnement synchrotron. Un modèle hadronique alternatif suggère que les rayons gamma sont le produit de la désintégration de pions neutres, eux-mêmes créés par l'interaction de protons de haute énergie (les rayons cosmiques) avec le gaz du milieu interstellaire.

Origine et le mécanisme de formation des bulles de Fermi.
L'origine et le mécanisme de formation de ces structures colossales restent l'une des énigmes de l'astrophysique galactique, mais un consensus solide les relie à une phase d'activité intense et passée au centre de notre galaxie. 

•  L'hypothèse la plus en faveur désigne comme principal suspect Sagittarius A* (Sgr A). Bien qu'aujourd'hui étonnamment calme, Sgr A est soupçonné d'avoir connu dans un passé récent (il y a quelques millions d'années) un épisode d'intense activité d'accrétion, au cours duquel il aurait émis de puissants jets de matière et d'énergie dans des directions opposées, perpendiculairement au disque galactique. Ces jets auraient soufflé et creusé l'espace environnant, créant ces bulles. 

•  Une autre hypothèse majeure implique une période de formation stellaire exceptionnellement intense (starburst), au centre galactique. Les vents stellaires combinés et les explosions successives de nombreuses supernovae en quelques millions d'années auraient pu libérer suffisamment d'énergie pour gonfler ces structures de la même manière.

Dynamiques orbitales dans le parsec central.
Le champ de vitesses des étoiles dans le parsec central révèle une dispersion de vitesses extrêmement élevée, de l'ordre de 100 à 200 kilomètres par seconde, qui suit approximativement un profil en loi de puissance caractéristique d'un amas stellaire sous l'influence dominante d'un point de masse central. Cette dispersion est la signature dynamique directe de la sphère d'influence de Sgr A*, définie comme la région où la masse du trou noir domine sur la masse stellaire environnante, et dont le rayon est d'environ 2 à 3 parsecs. À l'intérieur de cette sphère d'influence, les orbites sont essentiellement des ellipses de Kepler perturbées, tandis qu'à l'extérieur, la dynamique collective de la galaxie reprend le dessus.

Les étoiles les plus proches de Sgr A* sont également soumises à des effets de relativité générale au-delà de la précession du périapse. Le décalage gravitationnel vers le rouge de leurs raies spectrales a été mesuré : lors du passage de S2 au périapse en 2018, la collaboration GRAVITY a détecté avec précision ce décalage, constituant la première mesure directe d'un effet relativiste gravitationnel fort dans l'environnement immédiat d'un trou noir supermassif. Ce résultat ouvre la voie à des tests de plus en plus fins de la relativité générale dans le régime de champ fort, notamment à travers l'observation des étoiles encore plus proches que S2 qui pourraient être découvertes par les instruments de prochaine génération comme l'ELT.

Les orbites des étoiles S.
Dans le parsec le plus interne, la population formée par les étoiles S décrit des orbites keplériennes hautement elliptiques autour de Sgr A*. Ces orbites ont des périodes allant de quelques années pour les plus proches à plusieurs décennies pour les plus éloignées. L'étoile S2 accomplit une révolution complète en environ 16 ans avec un périapse d'à peine 120 unités astronomiques du trou noir, soit une distance inférieure au millième de parsec. À ce périapse, S2 atteint une vitesse orbitale de l'ordre de 7 700 kilomètres par seconde, soit environ 2,5 % de la vitesse de la lumière, ce qui en fait l'un des objets astronomiques dont la vitesse est directement mesurée avec la plus grande précision. Ces mesures ont permis non seulement de confirmer la masse de Sgr A* avec une précision remarquable, mais aussi de détecter des effets relativistes : la précession du périapse de l'orbite de S2, analogue à la précession du périhélie de Mercure mais à une tout autre échelle, a été observée et correspond aux prédictions de la relativité générale d'Einstein.

L'anneau externe et l'anneau interne.
À plus grande échelle, entre 0,04 et 0,5 parsec, se trouvent le disque stellaire dit de  l'anneau externe et le disque dit de l'anneau interne, parfois appelés clockwise disk  (disque horaire) et counter-clockwise disk (disque anti-horaire) en référence à leurs sens de rotation apparents dans le plan du ciel. Le disque horaire contient plusieurs centaines d'étoiles massives et jeunes de type O et Wolf-Rayet, dont les orbites sont regroupées dans un plan incliné par rapport au plan galactique. Cette cohérence orbitale est remarquable : elle suggère que ces étoiles se sont formées in situ à partir d'un disque d'accrétion qui s'est fragmenté sous l'effet de l'instabilité gravitationnelle de Jeans il y a environ 3 à 6 millions d'années. La formation stellaire dans cet environnement est pourtant théoriquement problématique (les forces de marée exercées par Sgr A* devraient déchirer tout nuage de gaz bien avant qu'il n'atteigne la densité nécessaire à l'effondrement gravitationnel) mais la densité colossale du nuage progeniteur a vraisemblablement permis de surmonter cet obstacle. Ce paradoxe de la jeunesse stellaire dans le centre galactique reste l'un des problèmes ouverts les plus stimulants de la dynamique stellaire.

Les orbites dans ces disques ne sont pas stationnaires. Les interactions à N corps entre étoiles proches, couplées aux perturbations de marée du trou noir et aux interactions résonnantes avec la masse étendue, produisent une évolution séculaire des éléments orbitaux. Le mécanisme de Kozai-Lidov, qui décrit l'échange périodique entre excentricité et inclinaison dans un système hiérarchique à trois corps, joue un rôle significatif dans la dynamique à long terme des étoiles du disque. Par ce mécanisme, des étoiles initialement sur des orbites presque circulaires peuvent voir leur excentricité croître dramatiquement au fil des millions d'années, les projetant éventuellement sur des trajectoires plongeant très près du trou noir. Ce processus est l'un des canaux proposés pour alimenter Sgr A* en matière et pour produire des événements de disruption des marées.

Le nuage de gaz G2.
Le nuage de gaz G2, observé pour la première fois en 2011 et suivi lors de son passage au périapse en 2014, a fourni une fenêtre d'observation unique sur la dynamique des objets étendus dans le potentiel du centre galactique. Son orbite, d'une excentricité supérieure à 0,97, l'a conduit à moins de 130 unités astronomiques de Sgr A*. Les forces de marée auraient dû, selon les modèles initiaux, le disloquer complètement et déclencher un sursaut d'activité de Sgr A*. Or, G2 a survécu relativement intact, ce qui a conduit à revoir sa nature : il s'agit vraisemblablement d'une étoile entourée d'une enveloppe de gaz plutôt qu'un nuage purement gazeux, peut-être le résultat de la fusion de deux étoiles au sein du disque stellaire. Cet épisode a mis en évidence la complexité des orbites à haute excentricité et la difficulté à modéliser les interactions entre la dynamique orbitale et la physique des fluides dans l'environnement du trou noir.

Les orbites des rémanents compacts.
La question de la population de rémanents compacts (trous noirs stellaires, étoiles à neutrons, naines blanches) orbitant dans le parsec central est d'une importance capitale pour la dynamique d'ensemble. La ségrégation de masse, mécanisme par lequel les objets plus lourds perdent de l'énergie cinétique par interactions gravitationnelles avec les objets moins massifs et migrent vers le centre, devrait produire une concentration de trous noirs stellaires dans les quelques centièmes de parsec entourant Sgr A*. Des détections récentes en rayons X ont fourni des preuves indirectes de l'existence de cette population, qui pourrait atteindre plusieurs milliers d'objets compacts. Ces rémanents, sur des orbites serrées, constituent autant de sources potentielles d'ondes gravitationnelles lors de leur capture définitive par le trou noir central,  des événements appelés EMRI (Extreme Mass Ratio Inspirals) qui représentent l'une des cibles scientifiques majeures du futur détecteur spatial LISA.-

En bibliothèque - Sylvie Rouat, Silence dans le Sagittaire, éd. Jacques Bertoin,1993 (l'aventure de l'astronomie gamma aux prises avec les secrets du centre galactique).