Les astronomes pensent que des étoiles se forment à l'intérieur de nuages s'effondrant d'hydrogène froid. Ces nuages sont très difficiles à voir car l'atmosphère terrestre absorbe une grande partie de la lumière qu'elle rayonne; cependant, un autre gaz, le monoxyde de carbone, est également toujours présent et peut être facilement observé depuis la Terre. Les astronomes de l'Institut Max Planck de radioastronomie ont développé une carte détaillée de ces régions de formation d'étoiles dans la galaxie d'Andromède.
Comment se forment les étoiles? C'est l'une des questions les plus importantes en astronomie. Nous savons que la formation d'étoiles a lieu dans des nuages de gaz froids avec des températures inférieures à -220 C (50 K). Ce n'est que dans ces régions de gaz dense que la gravitation peut conduire à un effondrement et donc à la formation d'étoiles. Les nuages de gaz froids dans les galaxies sont composés préférentiellement d'hydrogène moléculaire, H2 (deux atomes d'hydrogène liés en une seule molécule). Cette molécule émet une faible ligne spectrale dans la bande passante infrarouge du spectre qui ne peut pas être observée par les télescopes terrestres car l'atmosphère absorbe ce rayonnement. Par conséquent, les astronomes étudient une autre molécule qui se trouve toujours au voisinage de H2, à savoir le monoxyde de carbone, CO. La ligne spectrale intense de CO à la longueur d'onde de 2,6 mm peut être observée avec des radiotélescopes qui sont placés sur des sites atmosphériques favorables: haute et montagnes sèches, dans le désert ou au pôle Sud. Dans l'espace cosmique, le monoxyde de carbone est un indicateur des conditions favorables à la formation de nouvelles étoiles et planètes.
Dans notre galaxie, la Voie lactée, des études sur la distribution du monoxyde de carbone sont menées depuis longtemps. Les astronomes trouvent suffisamment de gaz froid pour la formation d'étoiles pendant des millions d'années à venir. Mais de nombreuses questions restent sans réponse; par exemple, comment cette matière première de gaz moléculaire vient à exister en premier lieu. Est-il fourni par le stade de développement précoce de la Galaxie, ou peut-il être formé à partir de gaz atomique plus chaud? Un nuage moléculaire peut-il s'effondrer spontanément ou a-t-il besoin d'une action extérieure pour le rendre instable et s'effondrer? Le Soleil étant situé sur le disque de la Voie lactée, il est très difficile d'obtenir un aperçu des processus en cours dans notre Galaxie. Regarder de «l'extérieur» serait utile, tout comme nos voisins cosmiques.
La galaxie d'Andromède, également connue sous son numéro de catalogue M31, est un système de milliards d'étoiles, semblable à notre Voie lactée. La distance de M31 est «seulement» de 2,5 millions d'années-lumière, ce qui en fait la galaxie spirale la plus proche. La galaxie s'étend sur quelque 5 degrés dans le ciel et peut être vue à l'œil nu comme un minuscule nuage diffus. Les études de ce voisin cosmique peuvent aider à comprendre les processus dans notre propre galaxie. Malheureusement, nous voyons le disque de gaz et d'étoiles dans M31 presque au bord (voir Fig.1, à droite).
En 1995, une équipe de radioastronomes à l'Institut de Radioastronomie Millimétrique (IRAM) à Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) et à l'Institut Max Planck de radioastronomie (MPIfR) à Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski) ont lancé le projet ambitieux de cartographier toute la galaxie d'Andromède dans la ligne spectrale du monoxyde de carbone. L'instrument utilisé pour ce projet était le radiotélescope de 30 mètres de l'IRAM qui est situé sur le Pico Veleta (2970 mètres) près de Grenade en Espagne. Avec une résolution angulaire de 23 secondes d'arc (à la fréquence d'observation de 115 GHz = longueur d'onde de 2,6 mm), 1,5 million de positions individuelles ont dû être mesurées. Pour accélérer le processus d'observation, une nouvelle méthode de mesure a été utilisée. Plutôt que d'observer à chaque position, le radiotélescope a été conduit en bandes à travers la galaxie avec un enregistrement continu des données. Cette méthode d'observation, appelée «à la volée», a été spécialement développée pour le projet M31; c'est maintenant une pratique courante, non seulement au radiotélescope Pico Veleta, mais aussi à d'autres télescopes observant à des longueurs d'onde millimétriques.
Pour chaque position observée dans M31, non seulement une valeur d'intensité de CO a été enregistrée, mais 256 valeurs simultanément à travers le spectre avec une largeur de bande de 0,2% de la longueur d'onde centrale de 2,6 mm. Ainsi, l'ensemble complet de données d'observation comprend quelque 400 millions de chiffres! La position exacte de la raie CO dans le spectre nous renseigne sur la vitesse du gaz froid. Si le gaz se déplace vers nous, alors la ligne est décalée vers des longueurs d'onde plus courtes. Lorsque la source s'éloigne de nous, nous constatons un passage à des longueurs d'onde plus longues. C’est le même effet (effet Doppler) que nous pouvons entendre lorsque la sirène d’une ambulance se rapproche ou s’éloigne de nous. En astronomie, l'effet Doppler permet d'étudier les mouvements des nuages de gaz; on peut même distinguer des nuages avec des vitesses différentes vues dans la même ligne de visée. Si la ligne spectrale est large, alors le nuage peut s'étendre ou bien il se compose de plusieurs nuages à différentes vitesses.
Les observations ont été achevées en 2001. Avec plus de 800 heures de télescope, c'est l'un des plus grands projets d'observation réalisés avec les télescopes de l'IRAM ou du MPIfR. Après un traitement et une analyse approfondis des énormes quantités de données, la distribution complète du gaz froid dans M31 vient d'être publiée (voir Fig. 1, à gauche).
Le gaz froid du M31 est concentré dans des structures très filigranes dans les bras spiraux. La ligne CO semble bien adaptée pour tracer la structure du bras en spirale. Les bras en spirale distinctifs sont visibles à des distances comprises entre 25 000 et 40 000 années-lumière du centre d'Andromède, où se produit la majeure partie de la formation d'étoiles. Dans les régions centrales, où se trouvent la majeure partie des étoiles plus anciennes, les bras CO sont beaucoup plus faibles. En raison de l'inclinaison élevée de M31 par rapport à la ligne de visée (environ 78 degrés), les bras en spirale semblent former un grand anneau elliptique avec un axe principal de 2 degrés. En fait, pendant longtemps, Andromède a été considérée, à tort, comme une galaxie en «anneau».
La carte des vitesses des gaz (voir Fig. 2) ressemble à un instantané d'une roue de feu géante. D'un côté (au sud, à gauche) le gaz CO se déplace avec quelque 500 km / seconde vers nous (bleu), mais de l'autre côté (nord, droite) avec «seulement» 100 km / seconde (rouge). Puisque la galaxie d'Andromède se dirige vers nous avec une vitesse d'environ 300 km / seconde, elle passera de près la Voie lactée dans environ 2 milliards d'années. De plus, le M31 tourne à environ 200 km / seconde autour de son axe central. Étant donné que les nuages intérieurs de CO se déplacent sur un chemin plus court que les nuages extérieurs, ils peuvent se dépasser. Cela conduit à une structure en spirale.
La densité du gaz moléculaire froid dans les bras en spirale est beaucoup plus grande que dans les régions entre les bras, tandis que le gaz atomique est réparti plus uniformément. Cela suggère que le gaz moléculaire est formé à partir du gaz atomique dans les bras en spirale, en particulier dans l'anneau étroit de formation d'étoiles. L'origine de cette bague n'est pas encore claire. Il se pourrait que le gaz dans cet anneau soit simplement un matériau non encore utilisé pour les étoiles. Ou peut-être que le champ magnétique très régulier de M31 déclenche la formation d'étoiles dans les bras spiraux. Des observations avec le télescope Effelsberg ont montré que le champ magnétique suit de près les bras spiraux vus dans le CO.
L'anneau de formation d'étoiles («zone de naissance») dans notre propre voie lactée, s'étendant de 10 000 à 20 000 années-lumière du centre, est plus petit que dans M31. Malgré cela, il contient près de 10 fois plus de gaz moléculaire (voir tableau en annexe). Comme toutes les galaxies ont à peu près le même âge, la Voie lactée a été plus économique avec sa matière première. En revanche, les nombreuses vieilles étoiles près du centre de M31 indiquent que dans le passé le taux de formation d'étoiles était beaucoup plus élevé qu'aujourd'hui: ici, la majeure partie du gaz a déjà été traitée. La nouvelle carte du CO nous montre qu'Andromède était très efficace dans la formation d'étoiles dans le passé. Dans quelques milliards d'années, notre Voie lactée pourrait ressembler à Andromède maintenant.
Source d'origine: Communiqué de presse de l'Institut Max Planck
