Illustration par défaut

Les galaxies de l’univers jeune sont riches en gaz moléculaire

1er février 2010

Les astronomes ont observé que les galaxies distantes ont un taux de formation d’étoiles (SFR) au moins 10 fois plus élevé que les galaxies locales. La raison n’en est pas encore claire. Soit la formation d’étoiles était plus efficace dans le passé, soit les jeunes galaxies avaient plus de gaz moléculaire, dans lequel les étoiles se forment. Jusqu’ici, le contenu moléculaire des galaxies distantes n’était connu que pour quelques objets très lumineux et rares, principalement des fusions de galaxies et des quasars. Une équipe internationale, incluant une astronome de l’Observatoire de Paris, a effectué le premier relevé systématique du gaz moléculaire dans deux échantillons de galaxies aux décalages vers le rouge (ou redshift) =1.2 et 2.3, quand l’univers avait 40% et 24% de son âge actuel. Leurs résultats indiquent que les galaxies distantes étaient riches en gaz, alors que l’efficacité de formation d’étoiles ne varie pas beaucoup avec le temps cosmique. La fraction de gaz moléculaire par rapport àla masse baryonique totale àz= 2.3 et z=1.2 est 44% et 34%, 3 à10 fois plus élevée que dans les galaxies locales.

Il est nécessaire d’observer le gaz moléculaire dans les galaxies en fonction de l’époque cosmique, pour comprendre comment les galaxies ont transformé leur gaz en étoiles. Pour explorer l’évolution de la fraction de gaz froid, l’équipe a choisi deux échantillons de galaxies formant des étoiles (SFGs) dans les mêmes gammes de masse et de taux de formation d’étoiles : une au redshift z 1.2 (5.5 milliards d’années après le Big Bang) et l’autre à z 2.3 (3 milliards d’années). Ces galaxies ont été sélectionnées pour être des galaxies massives "normales", pas des "starbursts" dus à des fusions de galaxies. Avec l’interféromètre de l’IRAM, 19 galaxies ont été observées, 10 à z 2 et 9 à z 1. Pour 14 SFGs il y a des détections solides aux deux redshifts, et pour la première fois à z>2. Dans 5 galaxies l’émission est marginale ou n’est pas détectée, ou pourrait être du continuum plutôt que de la raie d’émission.

Figure 1 : Un des objets de l’échantillon à z=1.2 : la galaxie EGS1305123 au redshift z=1.12. Gauche : Superposition de la carte de la raie CO (en rouge, obtenue avec l’interféromètre de l’IRAM), avec les images en bande I (en vert) et bande V (en bleu) obtenues avec le télescope spatial Hubble. La raie de CO(3-2) est décalée à la longueur d’onde de 2mm, et bénéficie d’une résolution spatiale de 0.6" x0.7" (lobe indiqué par l’ellipse hachée grise). Droite : Champ de vitesse de la galaxie : le bleu indique la vitesse négative (approche), et le rouge la vitesse positive (éloignement).

L’hydrogène moléculaire froid (H2) ne rayonne pas, il est tracé par la molécule la plus abondante après H2, le monoxyde de carbone CO. La carte de la raie CO(3-2) dans EGS1305123 (z=1.12) est comparée sur la Figure 1 aux cartes optiques obtenues avec le télescope spatial Hubble. Ce système ressemble à un grand disque de galaxie spirale, vu presque de face. L’émission de CO est fragmentée, mais s’étend sur le disque entier, avec une concentration forte du gaz près du noyau et des bras spiraux. Les fragments sont semblables, bien que plus grands, aux grand nuages de gaz moléculaire dans les galaxies spirales locales. La dynamique du CO trace un disque en rotation ordonnée, avec une vitesse maximum de rotation de 200 km/s. Le fait que le disque moléculaire est en rotation tranquille (et non perturbé comme dans le cas d’une fusion de galaxies), avec des condensations semblables aux nuages moléculaires des galaxies voisines, suggère d’utiliser un facteur de conversion normal entre l’émission de CO et la densité de H2. Les fractions de gaz moléculaires qui sont déduites, définies comme le rapport de la masse de gaz à la somme des masses du gaz et des étoiles, vont de 0.2 à 0.8, avec une moyenne de 0.44 à z=1-2, i.e. 3 à 10 fois plus grandes que dans les galaxies locales de même masse. Le présent relevé fournit ainsi l’évidence directe que les galaxies distantes sont beaucoup plus riches en gaz que les galaxies locales, pour la même masse totale. Bien que l’échantillon à z=1.2 ait une fraction de gaz inférieure à celle de z=2.3, la consommation de gaz est si rapide avec le taux de formation d’étoiles mesuré, que les fractions de gaz observées impliquent un apport continu de gaz froid pour maintenir le niveau de gaz moléculaire des galaxies.

Figure 2 : Taux de formation d’étoiles (SFR) versus masse stellaire M*, pour les galaxies à z=1.2 (Gauche), et z=2.3 (Droite). Les galaxies observées en CO sont identifiées par les symboles colorés. Le meilleur ajustement (ligne rouge) est SFR proportionnel à M*0.8 (1+z)2.7. Les pentes des deux lignes rouges sont les mêmes (0.8) sur les deux graphiques. Les droites dérivent l’une de l’autre par une translation verticale représentant un facteur 3, provenant de la dépendance en (1+z). Celle-ci est surtout due à l’abondance de gaz, et aussi à une légère variation de l’efficacité de formation d’étoiles avec le temps.

En résumé, ce travail démontre que les grands taux de formation d’étoiles à z 1-2 sont la conséquence des grands réservoirs moléculaires de gaz et non d’une plus grande efficacité de formation d’étoiles. (cf Figure 2). Ces observations sont une première étape vers la compréhension de l’évolution de l’accrétion de gaz en fonction du temps cosmique, qui va progresser considérablement avec l’instrument Atacama Large Millimetre Array (ALMA), en construction au Chili. Voir aussi Communiqué de presse de l’INSU, l’IRAM, MPE

Référence

L.J.Tacconi (1), R.Genzel (1,2), R.Neri (3), P.Cox (3), M.C.Cooper (4,5), K.Shapiro (6), A.Bolatto (7), N.Bouché (1), F.Bournaud (8), A.Burkert (9,10), F.Combes (11), J.Comerford (6), M.Davis (6), N.M. Förster Schreiber (1), S.Garcia-Burillo (12), J.Gracia-Carpio (1), D.Lutz (1), T.Naab (9), A.Omont (13), A.Shapley (14), A.Sternberg (15) & B.Weiner (4) : High molecular gas fractions in normal massive star forming galaxies in the young Universe Nature, 10 Février 2010

  • (1) MPE, Garching, Germany —
  • (2) Berkeley, USA —
  • (3) IRAM, Grenoble, France —
  • (4) Tucson, USA —
  • (5) Spitzer Fellow —
  • (6) Berkeley, USA —
  • (7) Maryland, USA —
  • (8) CEA/Saclay, France —
  • (9) Univ München, Germany —
  • (10) Max-Planck-Fellow —
  • (11) LERMA, Obs-Paris, France —
  • (12) OAN, Madrid, Spain —
  • (13) IAP, Paris, France —
  • (14) Los Angeles, USA —
  • (15) Tel Aviv, Israel —

Contact

  • Francoise Combes,
    (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)
Actualités