Accueil|
15 septembre 2010
M33: une galaxie voisine encore jeune
Premiers résultats du programme HerM33ES
Au début de l’année 2010 ont commencé les observations du projet HerM33ES avec le télescope Herschel, lancé depuis Kourou le 14 Mai 2009. L’objectif du projet HerM33ES (Herschel M33 Extended Survey) est de comprendre comment se forment les étoiles dans un milieu différent de celui de notre galaxie, la Voie Lactée. M33, la galaxie du Triangle (dans la constellation Triangulum), est l’une des galaxies spirales les plus proches de la nôtre, mais avec une composition chimique plus jeune que notre galaxie. Notre univers a commencé avec de l’hydrogène et de l’hélium et c’est la nucléosynthèse par fusion nucléaire dans les étoiles qui a créé les autres éléments. M33 a subi moins de nucléosynthèse que notre galaxie ; du coup, la composition chimique des nuages moléculaires dans M33 ressemble à celle des galaxies de l’univers jeune. Herschel, avec son grand miroir, peut observer M33 avec la finesse de vue nécessaire pour résoudre les nuages moléculaires dans lesquels naissent les étoiles. Une galaxie change avec le temps
Une galaxie évolue en transformant son gaz en étoiles. M33 est une galaxie plus petite que la nôtre, avec moins d’étoiles, mais avec une fraction plus élevée de gaz, témoin d’une moindre conversion de gaz en étoiles. La majeure partie du gaz dans une galaxie spirale est sous forme d’hydrogène atomique. La première étape dans la formation d’une étoile est la densification, par contraction gravitationnelle, du gaz atomique et sa conversion en gaz moléculaire. Les observations Herschel ainsi que les observations avec des télescopes au sol visent à étudier ce processus dans un environnement autre que notre galaxie.
M33 vue par le satellite GALEX en lumière ultra-violette (UV). La lumière UV est émise par les étoiles chaudes et jeunes et indique les lieux de formation d’étoiles récente. Les ellipses indiquent des rayons de 4 et 8 kiloparsecs (13000 et 26000 années-lumière) qui correspondent respectivement à la fin des disques interne (brillant) et externe. Image thermique de M33
Jusqu’à maintenant, seule l’émission de la poussière a été observée dans le projet HerM33ES. Les grains de poussière interstellaire, très minoritaire en masse mais dominants en termes d’émission d’énergie dans les gammes détectées par Herschel, est mélangée avec le gaz interstellaire qui est constitué d'atomes ou de molécules. L'observation du rayonnement de la poussière nous aide à déduire les conditions physiques des nuages de gaz interstellaire. Grâce aux observations du télescope Herschel, nous mesurons la température des nuages en tout point de la galaxie. On constate que la température de la poussière est plus élevée dans les régions où il y a des étoiles brillantes. 
Carte de la température de la poussière dans M33. Les régions blanches entourées de rouge (cf. échelle en Kelvin en haut de la figure) sont des régions de formation stellaire intense. On note aussi que la température décroît du centre au bord de la galaxie. C’est la première fois que des températures se mesurent avec une telle précision. Elles varient de 10 à 25 Kelvins soit -263°C à -248°C ! Di-hydrogène et monoxyde de carbone: quelle proportion dans M33 ?Un des résultats nouveaux est la mesure de l’émission de la poussière par unité de gaz dans l'ensemble de la galaxie. Dans les régions sans formation d’étoile, où le gaz n’est que sous forme d’atomes, nous pouvons mesurer cette émission, que nous appelons « la section efficace par atome d’hydrogène ». Cette mesure requiert à la fois la quantité de gaz atomique, que nous connaissons grâce à des mesures au sol publiées récemment par notre groupe, et la mesure de la température de la poussière, acquise par les observations avec Herschel. C'est important de connaître la température de la poussière car plus un grain de poussière est chaud, plus il émet d’énergie. La quantité totale de gaz moléculaire, plus dense et plus étroitement lié à la formation stellaire, n’est pas mesurable directement et habituellement nous utilisons la molécule la plus abondante après le di-hydrogène, c’est-à-dire le monoxyde de carbone (CO). Cependant, les conditions physiques et chimiques du gaz dans M33 ne sont pas nécessairement les mêmes que dans notre galaxie où nous pensons bien savoir utiliser le CO pour mesurer la quantité de di-hydrogène (H2). D’où une incertitude potentiellement importante sur la quantité de gaz dans M33 et donc une incertitude sur l’efficacité de la conversion de ce gaz en étoiles. Et ensuite...
La suite du projet HerM33ES utilisera largement l’instrument HIFI sur le satellite Herschel pour observer notamment l’émission de l’atome de Carbone ionisé une fois (C+). Les émissions d’autres composées dans le gaz seront également observées avec Herschel afin d’établir un bilan de chauffage et de refroidissement du gaz. Même avant qu’une étoile se forme, l’effondrement gravitationnel génère beaucoup de chaleur et cette énergie doit être évacuée pour que l’effondrement puisse se poursuivre. Selon le stade d’effondrement, l’énergie ne sera pas émise par la même molécule (ou atome ou ion). L’observation des émissions principales nous permet aussi une cartographie des conditions physico-chimiques dans M33. #42 - Màj : 15/09/2010
• Galaxies | ActualitéVidéosEvolution du milieu interstellaire des Galaxies
|
 |
≈ 100 Md d'étoiles |
 |
100000 années lumières |
 |
100 Md
x la masse du soleil |
| Age | Univers : 13,7 Md d'années |
Astronomie infrarouge
Pourquoi observer en Infrarouge ?
L'infrarouge permet de détecter des objets dont l’émission visible est si faible que même les
télescopes optiques les plus sensibles ne peuvent
les observer...
dossier infrarouge
