Astrophysique et Cosmologie

Les découvertes récentes (IV)

De la poussière et de l'oxygène dans la galaxie MACS0416_Y1 à z = 8.312

Grâce au réseau radiointerférométrique ALMA, des chercheurs ont détecté une autre galaxie très distante contenant également une grande quantité de poussière interstellaire, MACS0416_Y1 située à z = 8.312 soit ~13.10 milliards d'années-lumière dans la constellation d'Éridan. Elle se situe derrière l'amas de galaxies MACS J0416.1-2403 déjà décrit à propos des galaxies bleues. Le signal fut détecté dans la raie [O III] à 88 μm soit 3406.7 GHz. Seule difficulté, comme dans le cas de la galaxie A2744_YD4 précitée, les modèles actuels ne peuvent pas expliquer l'existence d'autant de poussière dans une galaxie aussi jeune, ce qui oblige les astronome à réviser l'histoire de la formation des étoiles.

A gauche, image continue prise par ALMA à 850 µm de la galaxie MACS0416 Y1 (contours) superposée sur une image en proche infrarouge prise par le HST (caméra WFC3) en pseudo-couleur dans la bande F160W. Les contours sont dessinés à -2σ, 2σ, 3σ, ..., 7σ, où σ = 10,9 µJy par beam. Le contour négatif est indiqué par la ligne pointillée. La taille du faisceau synthétisé est indiquée dans le coin inférieur gauche. Au centre, image reconstruite par ALMA dans la raie [O III] à 88 µm (contours) superposée à l'image prise par le HST dans la bande F160W. Les contours sont dessinés comme dans l'image précédente mais σ = 55 mJy par beam par km/s. A droite, image prise par le HST (WFC3) en fausse couleur dans les bandes F160W (rouge), F140W (vert) et F125W (bleu). Les lettres E, C et W désignent les positions des régions est, centrale et ouest étudiées en UV.

Selon l'équipe de Yoichi Tamura de l'Université de Nagoya dont les résultats de l'étude furent publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2019 (en PDF sur arXiv), MACS0416_Y1 contient des amas d'étoiles à la fois anciens et jeunes. Elle aurait connu une formation stellaire en deux phases, à 300 et 600 millions d'années après le Big Bang, avec une phase calme entre les deux.

La présence de poussière signifie que celle-ci fut formée dans le coeur d'une étoile d'une génération antérieure qui explosa et libéra ses constituants dans l'espace.

Grâce aux télescopes spatiaux Hubble (optique) et Spitzer (IR) ainsi qu'au VLT de l'ESO, les astronomes ont analysé la lumière des étoiles de cette galaxie et estimé son âge stellaire à 4 millions d'années. Selon Tamura, "La poussière est trop abondante pour avoir été formée en 4 millions d'années. Les étoiles plus anciennes peuvent se cacher dans la galaxie ou bien elles sont peut-être déjà éteintes et ont déjà disparu." Selon son collègue Ken Mawatari de l'Université de Tokyo, "Nous avons créé un nouveau modèle qui n'a besoin d’aucune hypothèse extrême, loin de notre connaissance de la vie des étoiles dans l’univers actuel. Le modèle explique à la fois la couleur de la galaxie et la quantité de poussière." Dans ce modèle, la première formation stellaire débuta à 300 millions d'années et dura 100 millions d'années. Après cela, l'activité de formation stellaire cessa pendant un certain temps, puis redémarra à 600 millions d'années. Les chercheurs estiment que cette galaxie est au début de sa deuxième génération de formation stellaire (bien sûr tout ceci s'est produit il y a 13.1 milliards d'années).

A gauche, composite optique (HST en bleu) montrant les étoiles et radio IR (ALMA en rouge et vert) révélant la distribution de la poussière et de l'oxygène dans la galaxie MACS0416_Y1 située à 13.2 milliards d'années-lumière. A droite, illustration artistique de cette galaxie basée sur les données d'ALMA révélant l'existence d'amas stellaires âgés et jeunes ainsi que de nuages de gaz et de poussière illuminés par les étoiles. Documents ALMA/NASA/ESA/Tamura et al. et NAOJ.

Tamura souligne que "La poussière est un matériau crucial pour des planètes comme la Terre. Notre résultat est un pas en avant important pour comprendre l'histoire des débuts de l'Univers et l'origine de la poussière."

Trop d'étoiles massives dans les galaxies à sursauts d'étoiles (starbursts)

En étudiant quatre galaxies à sursauts d'étoiles ou starbursts riches en gaz et poussière dans l'univers très lointain au moyen du réseau submillimétrique ALMA installé en Atacama, l'astronome Zhi-Yu Zhang de l'Université d’Edimbourg et ses collègues ont constaté que ces jeunes galaxies produisaient trop d'étoiles massives (> 8 M) par rapport à ce que prédisent les modèles actuels.

En théorie, dans ces galaxies le taux moyen de formation d'étoiles est 30 fois supérieur à celui de notre Galaxie (SFR ~ 100 M par an contre ~3 M par an pour la Voie Lactée de nos jours). En mesurant le rapport d'abondance de différents isotopes dont ¹²CO/¹³CO et ¹⁸O/¹³C dont l'origine est distincte (les étoiles massives créent davantage de ¹⁸O alors que les étoiles de plus faible masse produisent davantage de ¹³C), les chercheurs ont pu utiliser ces données comme les archéologues utilisent le ¹⁴C pour dater les fossiles. En effet, en connaissant les proportions des différentes populations stellaires naissant dans une galaxie et leur composition chimique, ils ont découvert que dans ces galaxies le rapport ¹⁸O/¹³C est très élevé et se traduit par une production d'étoiles 3 à 10 fois plus élevée que dans les galaxies semblables à la Voie Lactée. Cela signifie que ces galaxies à sursauts d'étoiles contiennent proportionnellement beaucoup plus d'étoiles massives qu'on s'y attendait. Les résultats de cette étude furent publiés dans la revue "Nature" en 2018.

A gauche, rapport d'intensité des raies CO-13/CO-18 en fonction de la luminosité IR pour différents types des galaxies. Un faible rapport comparé à la Voie Lactée signifie qu'il y a beaucoup plus d'étoiles massives dans les galaxies ULIRGs et starbursts. A droite, isocontours du flux du champ intégré des vitesses dans la raie CO-13 de la galaxie SDP17B enregistrée par ALMA. Documents F.Schneider et al. (2018) adaptés par l'auteur.

Cette observation renforce une autre découverte faite par une équipe dirigée par Fabien Schneider de l'Université d'Oxford au moyen du VLT de l'ESO qui analysa par spectroscopie 800 étoiles du complexe 30 Doradus situé dans le Grand Nuage de Magellan (LMC) afin de cartographier la distribution de l'âge des étoiles en fontion de leur masse. Il s'avère que dans le LMC qui cette fois est une galaxie très proche, les étoiles de plus de 30 M sont 30% plus nombreuses que prévu tandis que les étoiles de plus de 60 M sont même 70% plus nombreuses que prévu. Selon Schneider, ces résultats indiqueraient que le seuil de 150 M considéré comme la valeur maximale d'une jeune étoile massive sur la Séquence principale pourrait être porté à 300 M !

Ces deux résultats concordant à travers les temps cosmiques remettent en question les modèles actuels d'évolution des galaxies ainsi que notre compréhension de l'évolution des étoiles et de la création des éléments chimiques.

De la poussière et de l'oxygène à z = 8.38 soit 600 millions d'années après le Big Bang

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Nicolas Laporte de l’University College de Londres observa en 2016 au moyen du réseau radiointerférométrique ALMA, une galaxie cataloguée A2744_YD4, la plus jeune et la plus lointaine détectée à ce jour par cet instrument. Les mesures spectrographiques réalisées avec l'instrument X-Shooter du VLT de l'ESO indiquent que cette galaxie se situe à z = 8.38 soit une distance propre de 13.11 milliards d'années-lumière. Nous la voyons donc telle qu'elle était environ 600 millions d'années après le Big Bang.

Les observations de la galaxie A2744_YD4 furent possibles grâce à l'effet de lentille gravitationnelle généré par l'amas de galaxies de Pandore, alias Abell 2744 situé à l'avant-plan qui amplifie l'image de la galaxie A2744_YD4 située 1.8 fois plus loin.

A la surprise des astronomes, A2744_YD4 contient déjà beaucoup de poussière. La détection de cette poussière est une prouesse technique sachant que ces particules ont une taille oscillant entre le nanomètre et une fraction de micron soit moins d'un millième de millimètre. De plus, elles sont froides (quelques dizaines de kelvins) et donc difficiles à détecter.

La présence d'une grande quantité de poussière à une époque si reculée signifie obligatoirement qu'un certain nombre d'étoiles ont dû exploser en supernovae pour la fabriquer. Les analyses ont révélé que cette poussière est principalement constituée de silicium, de carbone et d'aluminium, des ingrédients qu'on retrouve dans le système solaire. On en déduit que 600 millions d'années après le Big Bang, des supernovae de deuxième génération avaient déjà "pollué" l'environnement de cette galaxie, succédant aux explosions des premières étoiles supermassives (Population III).

Selon les chercheurs, la galaxie A2744_YD4 contient une quantité de poussière estimée à 6 millions de masses solaires pour une masse stellaire estimée à 2 milliards de masses solaires. Tout en étant une très petite galaxie en terme de masse, son taux de formation stellaire atteint 20 masses solaires par an (contre environ 3 masses solaires par an au sein de la Voie Lactée, cf. K.Torii et al., 2019), ce qui représente un rythme soutenu de formation stellaire et de poussière.

Grâce à ALMA, les astronomes ont par ailleurs détecté dans l'infrarouge lointain à 88 μm soit 3406.7 GHz l'émission d’oxygène ionisé [O III] au sein de la galaxie A2744_YD4. Cet élément lourd s'est formé au cours de la nucléosynthèse au coeur des étoiles et s'est ensuite dispersé dans l'espace lors de l'explosion des supernovae. Il s'agit de la détection la plus lointaine et la plus ancienne de cet élément dans l'univers, battant le précédent record établi en 2016 (cf. SXDF-NB1006-2 plus bas).

Ces observations ouvrent donc une fenêtre sur cette période primordiale où les premières étoiles et galaxies se sont "allumées", la plus ancienne époque observée à ce jour.

La détermination de la période à laquelle l’Univers baignait dans la lumière issue des toutes premières étoiles chaudes (Population III) appelée l'Aube Cosmique constitue l’un des premiers objectifs de l'astrophysique moderne. L'étude de la poussière interstellaire générée par l'explosion des premières supernovae en est une source indirecte.

De l'oxygène à 13 milliards d'années-lumière

Une équipe d'astronomes japonais dirigée par Akio K. Inoue de l'Université d'Osaka-Sandai publia en 2016 une étude sur la galaxie à haut redshift SXDF-NB1006-2 découverte en 2012 grâce au télescope Subaru de 8.2 m et située dans la constellation de la Baleine (Cetus) à 13 ±1 milliards d'années-lumière (z = 7.213).

En exploitant les données du réseau radiointerférométrique ALMA, les chercheurs ont découvert dans le spectre de cette galaxie primordiale la raie Lyman α (raie X-UV à 121.5668 nm au repos correspondant à la recombinaison de l'hydrogène ionisé) indiquant que cette galaxie est enveloppée dans un halo d'hydrogène ionisé, le signe que les étoiles dont elle est constituée ont déjà suffisamment d'énergie pour arracher les électrons des atomes dans cette région reculée de l'univers.

Des nouvelles observations réalisées dans l'infrarouge lointain à 88 μm ont permis de découvrir dans le spectre de SXDF-NB1006-2 la raie interdite de l'oxygène ionisé [O III]. L'abondance de l'oxygène dans cette galaxie est estimée à 10% de celle du Soleil et correspond aux valeurs prédites par les simulations. Cette découverte indique donc qu'à cette époque cette galaxie était déjà suffisamment âgée pour qu'une première génération d'étoiles naissent, évoluent et meurent. Etant donné que l'oxygène est ionisé, les astronomes pensent que cette galaxie abrite un certain nombre de jeunes étoiles géantes plusieurs dizaines de fois plus massives que le Soleil. Ces jeunes étoiles géantes et chaudes seraient à l'origine de l'intense rayonnement UV enregistré par le télescope UKIRT.

A gauche, le champ de la galaxie SXDF-NB1006-2 située à 13.1 milliards d'années-lumière dans la constellation de la Baleine. Il s'agit d'un composite couleur obtenu au cours du sondage Subaru XMM-Newton Deep Survey (SXDS). Au centre, le profil des raies d'émission [O III] et Ly-α. La densité de flux F est normalisée par une unité de 10-18 erg/s/cm2/Å. L'émetteur de la raie Lyman alpha qui correspond à la recombinaison de l'hydrogène ionisé se déplace à +110 km/s par rapport au halo d'oxygène ionisé. A droite, illustration artistique du halo d'oxygène ionisé (en vert) observé par le réseau ALMA superposé à l'hydrogène ionisé (en bleu) observé par le télescope Subaru et à la lumière UV détectée par le télescope UKIRT (en rouge). Documents ALMA (ESO/NOAJ/NRAO), NOAJ.

En revanche, les astronomes ont été surpris par la faible abondance de poussière. En effet, SXDF-NB1006-2 contient deux à trois fois moins de poussière que prévu. L'absence de halo infrarouge dans un large spectre de fréquences autour de cette galaxie suggère que cette région contient trop peu de poussière pour absorber et réemettre le rayonnement des étoiles (comme on le voit généralement dans les régions stellaires riches en nébuleuses ou en nuages moléculaires).

Pour expliquer ce manque de poussière, certains astronomes évoquent les ondes de choc des explosions des supernovae qui pourraient avoir pulvérisé les grains en leurs constituants élémentaires. Une autre hypothèse serait liée à la température, au fait qu'il y aurait peu de grains de poussière interstellaire dans les nuages denses et froid constituant cette galaxie car ces grains grandissent par coalescence et aggrégation (un peu comme les grains de glace forment les flocons de neige dans les nuages froids sur Terre; sans grains de glace servant de noyau de condensation, point de flocons).

L'absence de raie du carbone à 158 μm signifie également que cette galaxie contient des quantités anormalement faibles de gaz neutre. Ces caractéristiques pourraient permettre aux photons ionisants de s'échapper dans le milieu intergalactique. Ainsi, la faible abondance de poussière aurait facilité la réionisation en permettant à la lumière émise par cette galaxie d'ioniser les vastes nuages de gaz qui l'enveloppent. A ce titre, selon Inoue, "SXDF-NB1006-2 serait un prototype des sources lumineuses responsables de la réionisation cosmique."

Selon Yoichi Tamura de l'Université de Tokyo et coauteur de cette étude, "L'analyse de son spectre en haute résolution ainsi que de son rayonnement à d'autres longueurs d'ondes permettront de recueillir de précieuses informations pour mieux comprendre les propriétés de cette galaxie." Il est probable que de nombreuses autres galaxies du même âge présentent un halo d'oxygène ionisé. Leur étude permettra de préciser la manière dont les étoiles et les galaxies ont évolué dans l'Univers primitif. Ce type d'étude devrait aussi aider les astronomes à identifier l'origine de la réionisation. En effet, selon Inoue "La source du processus de réionisation peut tout aussi bien être les étoiles massives que les trous noirs supermassifs. Cette galaxie ne semble pas abriter de trou noir supermassif mais un grand nombre d'étoiles massives. De telles étoiles pourraient avoir réionisé l'Univers."

SPT0615-JD à z ≈ 10

Dans une étude publiée en 2018, une équipe de trente astronomes dirigée par le postdoctorant Brett Salmon du STScI annonça la découverte d'une galaxie située vers z ≈ 10 qui resta pendant quelques années la galaxie la plus éloignée étudiée par les astronomes.

SPT0615-JD tel est le nom de cette galaxie fut identifiée dans le cadre du sondage RELICS du STScI. Les chercheurs ont analysé 41 amas de galaxies massives à la recherche de lentilles gravitationnelles. L'un de ces amas est SPT-CL J0615-5746. En combinant les données des deux télescopes spatiaux, comme on le voit à gauche, les chercheurs ont découvert l'image déformée d'une petite galaxie rouge s'étendant sur 2" d'arc cataloguée SPT0615-JD. L'analyse spectrale révèle un redshift d'environ z ≈ 10, soit une distance propre de ~13.2 milliards d'années-lumière. Autrement dit, nous l'observons donc telle qu'elle était environ 480 millions d'années après le Big Bang.

Cette galaxie présente une magnitude intrinsèque (corrigée de l'effet de lentille gravitationnelle) en bande H (1.45-1.8 μm) d'environ +27.6. Sa masse ne dépasse pas 3 milliards de masses solaires soit moins de 1/200^e de la masse de la Voie Lactée pour un diamètre d'environ 2500 années-lumière, soit la moitié de la taille du Petit Nuage de Magellan. L'objet est donc une galaxie naine produisant des étoiles, en fait le prototype des jeunes galaxies qui sont apparues peu après le Big Bang.

Cette galaxie d'une taille angulaire appréciable fut l'un des premiers objectifs du télescope JWST qui est cent fois plus puissant que le Télescope Spatial Hubble.

Notons qu'en 2017, grâce au sondage RELICS, Salmon et ses collègues avaient déjà découvert 321 galaxies candidates à haut redshift (6 < z < 8 , M_H +23) dans cette même région du ciel couvrant environ 14'x14'.

MACS1149-JD1 à z = 9.1 et preuve de la formation d'étoiles 250 millions d'années après le Big Bang

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Takuya Hashimoto de l’Université Sangyo d’Osaka et de la NOAJ annonça en 2018 dans la revue "Nature" avoir détecté grâce au réseau radiointerférométrique ALMA installé en Atacama, une faible émission d'oxygène ionisé dans la galaxie MACS1149-JD1 située à z = 9.1 soit ~13.18 milliards d'années-lumière.

Comme le rappelle Hashimoto, "Habituellement, les galaxies lointaines sont très faibles, mais grâce à l'effet d'une lentille gravitationnelle, notre cible était brillante." En étudiant le spectre de cette galaxie très âgée et massive, les astronomes eurent l'opportunité d'observer beaucoup plus loin dans l'univers qu'ils n’auraient pu le faire sans cet amplificateur naturel de lumière.

On sait que le nombre de galaxies capable de former des étoiles diminue vers les redshifts d'environ 6 à 10, mais la question clé est de savoir jusqu'à quelle distance ou quand les premières étoiles se sont formées.

On sait que peu après le Big Bang, l'Univers est resté totalement dépourvu d’oxygène pendant des millions d'années. En effet, la création de cet élément n'a pu se produire qu'au cours d'un processus de nucléosynthèse au sein des premières étoiles et juste avant que cet élément ne soit dispersé par l'explosion des étoiles massives.

A gauche, image visible de la galaxie MACS1149-JD1 située à 13.18 milliards d'années-lumière obtenue par le HST avec, dans l'agrandissement, l'image radio de la distribution de l'oxygène ionisé (colorisé en vert) obtenue par ALMA. A droite, le spectre micro-ondes des ions d'oxygène détectés dans MACS1149-JD1 avec ALMA. A l'état stationnaire, la raie se trouve dans l'infrarouge à 88 microns. Or ALMA l'a détectée dans la bande des micro-ondes à 893 microns; son décalage Doppler ou redshift z = 9.1. Documents ALMA/NAOJ/ESA/NASA/T.Hashimoto et al. (2018).

La présence d’oxygène à cette époque primordiale est la preuve qu'une population d'étoiles d'âge avancé existait déjà à cette époque et libéra de l'oxygène 500 millions d'années après le Big Bang. La première génération d'étoiles s'est donc formée avant cette galaxie. Pour déterminer quand cela s'est produit, les astronomes ont analysé le décalage Doppler de la raie de l'oxygène et ont comparé les résultats avec les données des télescopes spatiaux Hubble et Spitzer ainsi qu'avec une modélisation. Les résultats ont montré que le rayonnement visible de l'oxygène provient d'une source stellaire qui s'est formée environ 250 millions d'années seulement après le Big Bang, ce qui correspond à un redshift z ~ 15.

Grâce au VLT de l'ESO, les astronomes ont également détecté une faible émission d’hydrogène qui a permis de confirmer la distance de la galaxie comme étant la plus lointaine observée à ce jour au moyen d'ALMA ou du VLT.

Selon Nicolas Laporte de l'University College de Londres (UCL) et coauteur de cet article, cette galaxie va permettre aux astrophysiciens d'étudier une époque primordiale encore totalement inexplorée du jeune Univers.

Reste une question ouverte : à quelle époque les galaxies ont-elles émergé de ce qu'on appelle "l'Aube Cosmique" ? D'ores et déjà, l’âge de MACS1149-JD1 a permis de démontrer que les galaxies existaient antérieurement à celles que nous détectons actuellement au moyen de méthodes directes. Mais l'âge de cette Aube Cosmique reste un défi vu les limites des technologies actuelles même si on se rapproche de la "première lumière".

L’équipe de Hashimoto n'a pas encore fini avec MACS1149-JD1. Les chercheurs recherchent à présent des signes d'activité au centre de la galaxie qui pourraient suggérer la présence d'un trou noir ou d'un jeune quasar. Cette découverte serait importante pour mieux comprendre l'évolution des galaxies. Selon Hashimoto, "Cela nous donnerait alors une idée sur l'époque de formation des premiers trous noirs supermassifs dans l'univers."

Pour conclure, Hashimoto confirma que la découverte d'étoiles à une époque aussi précoce a repoussé une nouvelle fois les limites de l’univers observable, un petit pas de plus vers l'aube des Temps.

G09.83808, une nouvelle galaxie à z > 5

Après les galaxies SXDF-NB1006-2 et A2744_YD4 précitées, un nouveau membre rejoint le club fermé des galaxies les plus lointaines. En 2017, l'astronome Jorge A. Zavala de l’Université du Texas à Austin et son équipe ont annoncé dans les revues "Nature" et "MNRAS" la découverte de la galaxie G09.83808 à z = 6.027 soit environ 12.8 milliards d'années-lumière, en pleine époque de réionisation de l'Univers.

Cette galaxie fut découverte grâce au télescope William Herschel (WHT) anglo-australien de 4.2 m installé à La Palma en Espagne en profitant de l'effet d'une lentille gravitationnelle. Mais l'image n'était pas assez détaillée. Son étude fut reprise au moyen du radiotélescope millimétrique LMT de 50 m de diamètre installé au Mexique en collaboration avec les réseaux de radiotélescopes SMA (Smithsonian Submillimeter Array) d'Hawaï, ALMA au Chili et le projet NOEMA de l'IRAM dont les paraboles sont installées en Espagne.

Ci-dessus à gauche, image de la galaxie G09.83808 reconstruite à partir des données d'ALMA et de NOEMA/IRAM. A droite, image la plus détaillée de la galaxie (à gauche) et le modèle de lentille gravitationnelle (à droite). Ci-dessous, le spectre de la galaxie. Documents Y.Fudamoto et al/MNRAS et Jorge A. Zavala et al.

G09.83808 évolue dans un Univers âgé de quelque 900000 ans. A cette époque, les galaxies éruptives qu'on surnomme "extreme starburst galaxies" étaient extrêmement productives, présentant un taux de formation stellaire d'au moins 1000 M par an soit mille fois plus élevé que les galaxies actuelles. Mais elles ne représentaient pas la population générale des galaxies qui comprenait également des galaxies riches en poussières dont fait partie G09.83808. Cette galaxie présente un taux de formation stellaire d'environ 380 M par an et les propriétés de ses gaz comme des poussières sont similaires à celles qu'on mesure dans les galaxies ULIRG (galaxies infrarouges ultra lumineuses) plus proches, ce qui élargit leur présence jusqu'à l'Univers primitif.

Notons que les chercheurs ont pu identifier dans son spectre (aux fréquences comprises entre 80 et 110 GHz) les raies du ¹²CO et même de l'eau (H₂O) comme on le voit ci-dessus. Précisons que le CO sert aussi à tracer les nuages d'hydrogène moléculaire.

Dix fois plus de galaxies que prévu dans la sphère observable

Selon les résultats d'une étude publiée le 14 octobre 2016 dans "The Astrophysical Journal" (en PDF sur arXiv), Christopher J. Conselice de l'Université de Nottingham et son équipe ont estimé que "Le nombre de galaxies que l'on peut observer aujourd'hui grâce à la technologie HUDF (acronyme de Hubble Ultra-Deep Field) est de l'ordre de 2.47 ±0.4 x 10¹¹ soit environ 250 milliards de galaxies, sans tenir compte du facteur d'amplification des lentilles gravitationnelles et de l'extinction par le gaz et la poussière." Cela comprend toutes les galaxies jusqu'à z ~ 8 soit environ 13 milliards d'années-lumière.." Cela comprend toutes les galaxies jusqu'à z ~ 8 soit environ 13 milliards d'années-lumière.

Une petite région du ciel profond de l'hémisphère sud photographiée par le Télescope Spatial Hubble. A gauche, une mosaïque d'images HD (le fichier de 18 mégapixels occupe 8 MB) prises avec la caméra ACS en 2004 et WFC3 en 2010 utilisées dans la cadre du sondage GOODS. Le champ s'étend sur 10' soit un tiers du diamètre de la Lune. L'image comprend environ 7500 galaxies identifiables dont les plus rouges se situent à environ 13 milliards d'années-lumière. A droite, une mosaïque de trois panneaux (la partie gauche est dans le tiers supérieur) publiée en 2016 (fichier de 16 MB). Documents NASA/ESA/STScI et al. et NASA/ESA/GOODS et al.

Toutefois, grâce au sondage GOODS, Conselice et ses collègues ont calculé "qu'il existe 2.0 ±0.6 x 10¹² galaxies dans l'Univers jusqu'à z = 8 qu'on pourrait en principe observer." Cela représente 2 trillions de galaxies jusqu'à ~13 milliards d'années-lumière ! Cela signifie que la sphère observable contient 10 fois plus de galaxies que prévu mais elles sont trop pâles pour être visibles. Il faudra attendre de disposer de télescopes de plus grands diamètres pour les photographier. Cela implique que les astronomes n'ont détecté que 10% de la population réelle des galaxies, sans compter celles qui résident au-delà de l'horizon cosmologique.." Cela représente 2 trillions de galaxies jusqu'à ~13 milliards d'années-lumière ! Cela signifie que la sphère observable contient 10 fois plus de galaxies que prévu mais elles sont trop pâles pour être visibles. Il faudra attendre de disposer de télescopes de plus grands diamètres pour les photographier. Cela implique que les astronomes n'ont détecté que 10% de la population réelle des galaxies, sans compter celles qui résident au-delà de l'horizon cosmologique.

Des galaxies réionisant l'Univers entre z ~ 6 et 8

Grâce au programme "Frontier Fields" du HST, le 22 octobre 2015 et pour la première fois, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Hakim Atek du Laboratoire d'Astrophysique de l'Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL) annonça avoir découvert plus de 250 galaxies naines impliquées dans le processus de réionisation de l'Univers.

Ces galaxies ont été découvertes dans trois amas de galaxies contenant des lentilles gravitationnelles, Abell 2744 (l'amas de Pandore), MACS J0416.1-2403 et MACS J0717.5+3745 et les champs associés présentant de hauts redshifts. A ce jour, c'est MACS J0717 qui présente les plus grandes lentilles gravitationnelles.

Les galaxies étudiées présentent un décalage Doppler compris entre z ~ 6 et z ~ 8, certaines se situant à plus de 13 milliards d'années-lumière. Leur magnitude apparente varie entre +26 et +29 pour une magnitude absolue comprise entre -17 et -20 (fonction de luminosité UV) et ce qui est très brillant à cette distance.

Ces galaxies ont la particularité de s'être formées entre 600 et 900 millions d'années après le Big Bang. L'analyse de leur spectre en ultraviolet a révélé qu'elles étaient impliquées dans le processus de réionisation de l'Univers.

Rappelons que pendant la période des Âges Sombres qui débuta environ 300000 ans après le Big Bang et dura 400000 ans, l'Univers était essentiellement constitué d'hydrogène neutre totalement opaque au rayonnement. Il fallut attendre que le rayonnement UV des étoiles "chauffe" l'hydrogène neutre pour ioniser totalement le milieu intergalactique constitué de protons (noyaux d'hydrogène) et d'électrons libres et qu'il devienne transparent. Ce changement d'état a permis ensuite au rayonnement Lyman alpha de se libérer des nuages d'hydrogène ionisé. C'est ce rayonnement que les astronomes recherchent dans le spectre des galaxies et des quasars les plus éloignés.

Les amas de galaxies Abell 2744 (l'amas de Pandore, à gauche), MACS J0416.1-2403 (centre) et MACS J0717.5+3745 photographiés par les télescopes spatiaux Hubble et Spitzer. Il s'agit de compositages optique-proche IR (les agrandissements font entre 8.5-10 MB). Le champ de chaque image couvre environ 3'x3'. Grâce à l'effet généré par les lentilles gravitationnelles, les astronomes ont découvert à l'arrière-plan des dizaines de galaxies naines situées à plus de 13 milliards d'années-lumière impliquées dans le processus de réionisation de l'Uivers. Documents NASA/ESA/STScI/Spitzer.

Si on établit le bilan de la contribution des galaxies massives et lumineuses qu'on observe à plus courte distance, on constate que leur énergie n'est pas suffisante pour expliquer la réionisation de l'hydrogène. Le bilan doit tenir compte d'autres sources comme le vent stellaire émit par les premières étoiles dites de Population III, les explosions de ces mêmes étoiles en supernovae et sur les nombreuses galaxies naines primitives, d'où l'intérêt d'utiliser les télescopes les plus puissants.

Cette étude a montré que la fin de la réionisation se situe aux alentours de 900 millions d'années après le Big Bang, correspondant à z = 7.5, donc un peu plus tard que prévu, ce que d'autres études avaient déjà indiquées.

Ces travaux furent publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2015 dont un résumé fut publié sur le site Hubble Space Telescope.

Notons qu'une étude similaire portant également sur l'amas Abell 2744 de Pandore fut publiée en 2014 par l'équipe dirigée par Masafumi Ishigaki de l'Université de Tokyo et comprenant notamment Ryota Kawamata dont les travaux sont cités dans le même article.

La nature des Globules Lyman alpha

Les "Globules Lyman alpha" ou LAB (Lyman-alpha blob) sont des immenses nuages de gaz d'hydrogène qui se sont formés à l'époque primordiale, quelques milliards d'années après le Big Bang. Très rares, les astronomes en ont répertorié seulement 35 en 2011. Un exemple est "SSA22-Lyman-alpha blob 1" mieux connu sous l'acronyme LAB-1 présenté ci-dessous qui fut découvert en 2000 par C.Steidel et son équipe grâce au télescope Subaru de 10 m de Mauna Kea.

LAB-1 a l'aspect d'une structure filamentaire noyée dans un halo diffus mesurant environ 300 millions d'années-lumière. Elle s'est formée vers z = 3.1 soit à peine 2.3 milliards d'années après le Big Bang.

A gauche, le Globule Lyman alpha LAB-1 découvert en 2006 à 11.5 milliards d'années-lumière. Au centre, représentation artistique de sa structure filamentaire. A droite, schéma expliquant la structure et le fonctionnement de LAB-1. Documents ESO et J.Geach et al./ESO adapté par l'auteur.

Grâce à de puissants algorithmes d'imagerie appliqués aux données (sub)millimétriques d'ALMA et du Télescope Spatial Hubble, les astronomes on pu réaliser une cartographie détaillée des sources d'émissions Ly-α de LAB-1. Le résultat a montré que les étoiles naissent à un rythme environ 100 fois supérieur à celui de la Voie Lactée (qui produit de nos jours environ 3 M chaque année, même si certaines associations stellaires comme RCW 38 peuvent en produire des centaines de fois plus).

Selon les résultats d'une simulation publiés en 2016 par Jim Geach de l'Université de Hertforshire et ses collègues pour le compte de l'ESO, comme illustré ci-dessus à droite, on estime aujourd'hui que l'aspect de LAB-1 s'explique par la présence de plusieurs noyaux très lumineux de galaxies massives émettant des photons Ly-α entourés de galaxies compagnons de faible masse. C'est la dispersion du rayonnement Ly-α dans notre ligne de visée qui produit le nuage diffus étendu.

Selon Geach, "Longtemps, l’origine de l’émission Lyman alpha étendue est demeurée controversée. Mais la combinaison de nouvelles observations et de simulations de pointe nous a certainement permis de résoudre un mystère vieux de 15 ans : le globule LAB-1 constitue le site de formation d'une galaxie elliptique massive qui, un jour, occupera le centre d'un amas géant."

Comprendre les mécanismes de formation et d'évolution des galaxies est essentiel car on pense que ces LAB et autres LAE (Lyman-Alpha Emitters) auraient donné naissance aux galaxies les plus massives. L'étude du rayonnement Ly-α émis par les nuages étendus de gaz qui les enveloppe peut donc fournir des données cruciales pouvant renseigner les astronomes sur les processus à l'oeuvre au sein de ces jeunes entités explosant littéralement d'activité.

Des étoiles de Population III et un trou noir par effondrement direct dans le quasar CR7

Cela fait des décennies que les astronomes ont supposé l'existence d'une première génération d'étoiles issue de la matière originelle créée lors du Big Bang. Tous les éléments lourds (c'est-à-dire plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, tels l'oxygène, l'azote, le carbone, etc, jusqu'au fer) essentiels à la vie ont été créés à l'intérieur des étoiles. Cela signifie que les premières étoiles étaient constituées des seuls éléments précurseurs, à savoir l'hydrogène, l'hélium, et quelques traces de lithium.

Ces étoiles de Population III auraient été gigantesques, des centaines, voire des milliers de fois plus massives que le Soleil, elles étaient excessivement chaudes et éphémères. En raison de leur masse, elles ont explosé en supernovae après seulement deux millions d'années d'existence. Mais jusqu'à présent, aucune réelle preuve matérielle n'était venue étayer l'hypothèse de leur existence.

L'astrophysicien David Sobral de l'Institut d'Astrophysique et des Sciences Spatiales de l'Université de Leyde (Leiden) aux Pays-Bas et ses collègues ont utilisé le télescope VLT de 8.20 m pour sonder l'Univers primitif et remonter à l'époque de la réionisation, soit quelque 800 millions d'années après le Big Bang.

Plutôt que d'étudier une infime partie du ciel profond, les chercheurs ont étendu leur champ d'observation et produit le sondage galactique le plus vaste jamais réalisé. Cette étude fit appel à toute la puissance des télescopes Keck, Subaru et au Télescope Spatial Hubble.

C'est au cours de cette étude que l'équipe a découvert le quasar CR7 (COSMOS Redshift 7) situé à 12.9 milliards d'années-lumière (z = 7), un objet trois fois plus brillant que la galaxie primitive la plus lumineuse connue à l'époque.

Grâce aux instrumentations scientifiques équipant le VLT, les astronomes ont détecté une forte émission de la raie de l'hydrogène alpha et surtout la raie d'émission inattendue de l'hélium ionisé He II à 164 nm au coeur de cet objet et, curieusement mais très révélateur, aucun signe de la présence d'éléments plus lourds. Or cette raie He II ne peut être émise que par un gaz porté à environ 100000 K irradié par un intense rayonnement UV. Autrement dit, selon Sobral et ses collègues, ils auraient découvert le premier véritable indice de l'existence d'amas d'étoiles de Population III responsables de l'ionisation du gaz contenu dans ce jeune quasar primitif. Cette découverte fut publiée le 17 juin 2015 sur le site de l'ESO.

Sobral et ses collègues ont également observé au sein de CR7 des amas d'étoiles de couleur plus bleue, parfois plus rouge, suggérant que les étoiles de Population III sont apparues par vagues successives – comme cela avait été prédit.

L'équipe a également observé la toute dernière vague d'étoiles de Population III. Ces étoiles massives et brillantes étaient encore récemment considérées comme des astres théoriques sont à l'origine de la création des tous premiers éléments lourds qui entrent dans la composition des étoiles de 2^e et 3^e générations qui peuplent aujourd'hui l'univers ainsi que de leurs cortèges planétaires et de la vie telle que nous la connaissons.

Ces étoiles seraient donc plus faciles à détecter qu'on le pensait jusqu'ici : elles résident parmi les étoiles ordinaires, au sein de galaxies brillantes, et pas seulement au cœur des galaxies primordiales de tailles réduites et de luminosités plus faibles, si faibles que leur étude s'avérait a priori extrêmement compliquée.

Mais comme nous l'avons expliqué à propos des différents types de trous noirs, une autre théorie a été proposée par Volker Bromm et ses collègues. Dans une étude publiée dans les "MNRAS" en 2016, ils proposent que CR7 serait le premier objet dans lequel un trou noir supermassif se formerait par effondrement direct (une théorie que les mêmes auteurs avaient déjà proposée en 2003 sur base de simulations de CR7). Depuis cette annonce, d'autres candidats au titre de trous noirs par effondrement direct ont été annoncés dans les "MNRAS". Dans ce cas, il s'agirait d'une nouveau type de trou noir supermassif mais qui ne se serait formé que dans l'Univers primitif.

Une nouvelle étoile UMP de la Vieille Population II

Début 2016, une équipe d’astronomes brésiliens et américains conduite par Jorge Melendez de l’Université de São Paulo a utilisé deux télescopes VLT de l'ESO pour découvrir une nouvelle étoile pauve en métaux cataloguée 2MASS J18082002–5104378. Il s'agit de l'une des rares reliques de l’époque de la formation de la Voie Lactée.

Cette étoile serait âgée entre 12 et 13 milliards d'années. Elle présente une température effective de 5440 K et brille à la magnitude de 11.9.

Comme BPS CS22892-0052 (l'étoile de Sneden), cet astre appartient à la famille des étoiles UMP (Ultra-Metal Poor), très pauvres en métaux. Elle présente une métallicité [Fe/H] = -4.1 dex soit 12589 fois moins de métaux que le Soleil (où [Fe/H] = 0), voisin de celui des étoiles de Population III où [Fe/H]  ~ -5. Très rares aujourd'hui, elles permettent aux astrophysiciens d'en savoir plus sur leur formation et indirectement comment était l’Univers durant sa phase primordiale.

Les galaxies DOG

Une équipe internationale d'astronomes dirigée par Yoshiki Toba de l'Université Ehime du Japon annonça le 16 août 2015 avoir découvert 48 nouvelles Galaxies Obscurcies par la Poussière ou DOG.

Ces observations ont été réalisées en lumière blanche et infrarouge grâce au télescope Subaru de 8.2 m (équipé de la caméra HSC de 870 Mpixels) de la NOAJ, du télescope VISTA de 4.1 m de l'ESO (sondage VIKING ou Vista Kilo-degree Infrared Galaxy survey) et du télescope orbital WISE de 0.4 m (Wide-field Infrared Survey Explorer) de la NASA en orbite depuis 2009.

Les DOG sont très pâles en lumière visible car une grande quantité de poussière obscurcit leur silhouette. En revanche, elles sont très brillantes en infrarouge et on suspecte les plus lumineuses d'abriter un trou noir supermassif en croissance rapide dont la masse atteindrait des centaines de milliers et même des milliards de fois celle du Soleil (cf. l'article sur les trous noirs).

La plupart des DOGs apparaissent telles qu'elles étaient à une époque où le taux de formation stellaire atteignait son pic, il y a 8 à 10 milliards d'années. De ce fait, les DOG et leur trou noir ont rapidement grossi dès la première phase de leur co-évolution. Toutefois, du fait que les DOG sont rares et cachées derrière d'importants halos de poussière, la plupart sont restées invisibles dans les sondages effectués en lumière blanche.

A gauche, images de 3 DOG. Les images de gauche, du centre et de droite ont respectivement été enregistrées en lumière blanche par le télescope Subaru équipé de la caméra Hyper Suprime (HSC) de 870 Mpixels, proche infrarouge par le télescope VISTA (sondage VIKING) et en infrarouge moyen par WISE. L'image couvre un champ de 20" carrés. A droite, illustration d'une DOG. Documents U.Ehime/NAOJ/NASA/ESO et Aurore Simonnet/NASA/U.Sonoma.

Les recherche des DOG a réellement débuté en 2012, lorsque le télescope japonais Subaru de 8.2 m fut équipé de la caméra Hyper Suprime-Cam (HSC) de 870 Mpixels capable d'enregistrer en une seule prise de vue un champ de 1.5° de diamètre.

Jusqu'à présent les astronomes avaient découvert une poignée de DOG dont la luminosité en infrarouge oscille entre 10 et 10000 milliards de soleils.

En mars 2014, un ambitieux programme de recherche des DOG débuta s'étendant sur 300 nuits réparties sur 5 ans grâce auquel 48 DOG ont été découvertes. Cela permit pour la première fois d'estimer la densité numérique à environ 300 DOG par gigaparsec cube pour les individus les plus lumineux (~10¹⁴ L), sachant qu'il pourrait en exister quelques dizaines brillant en infrarouge comme 100000 milliards de soleils. Les modèles prédisent qu'il devrait exister plus de 500000 DOGsmille fois plus pâles (10¹¹ L) par gigaparsec cube et donc probablement autant de trous noirs supermassifs.

Ces découvertes devraient aider les astrophysiciens à comprendre la co-évolution des galaxies et des trous noirs supermassifs qu'elles abritent dès leur formation.

WISE J224607.57-052635.0, la galaxie la plus brillante de l'univers

En mai 2015, une équipe internationale d'astronomes dirigée par Tsai Chao-Wei du JPL annonça dans "The Astrophysical Journal" la découverte de la galaxie la plus lumineuse de l'univers. La galaxie WISE J224607.57-052635.0 brille comme 330000 milliards de Soleil soit 3.3 x 10¹⁴ L ou environ 400 fois plus que la Voie Lactée.

La galaxie située à 12.5 milliards d'années-lumière a été observée en infrarouge lointain grâce au télescope spatial WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), en particulier à 12 et 22 μm (12000 et 22000 nm) où elle brille le plus fort. Elle appartient à la catégorie des Galaxies Infrarouges Extrêmement Lumineuses ou ELIRG.

Illustrations artistiques de la galaxie WISE J224607.57-052635.0. Documents T.Lombry.

Selon les astronomes, ce type de galaxie est probablement alimenté par un noyau galactique actif (AGN) mais caché, autrement dit par un trou noir supermassif. Celui-ci n'émet pas de jet et ne génère pas d'effet de lentille gravitationnel.

On présume que ce trou noir hypermassif avait une masse équivalente à plusieurs milliards de fois celle du Soleil à une époque où l'Univers avait 10% de son âge actuel.

Ceci confirme une fois de plus qu'au-delà 8 milliards d'années dans le passé, les galaxies étaient au moins 20 fois plus brillantes qu'aujourd'hui et que pratiquement toutes abritaient déjà un trou noir supermassif.

La matière sombre et l'alignement des galaxies naines

En vertu de la gravité, en principe les galaxies satellites doivent se répartir de façon sphérique autour de la galaxie centrale. Ce principe est valable pour la Voie Lactée comme pour les amas de galaxies. Cette distribution peut-être simulée sur ordinateur sur de très longues périodes de temps.

Confrontant les observations aux modèles, dans les années 1930 Fritz Zwicky constata que ce modèle n'expliquait pas la distribution des galaxies satellites dans l'amas de Coma (Chevelure de Berenice) et évoqua pour la première fois l'influence d'une matière sombre (ou noire), invisible et indétectable qui solidariserait l'ensemble et influencerait les déplacements de la matière. Cette matière sombre serait omniprésente dans l'Univers et pourrait a priori également avoir un effet local sur la distribution des galaxies naines et même des étoiles au sein des galaxies.

Cette théorie fut révolutionnaire en son temps et même si elle explique plutôt bien la dynamique des galaxies et de leurs satellites, elle fait encore l'objet de débats très controversés. Et pour cause, le modèle Standard n'a pas usurpé son nom et tous les astronomes n'acceptent pas une théorie sans preuve, encore moins une théorie exotique, même si elle peut expliquer les observations.

Ces représentations illustrent le courant de galaxies, le flux galactique le long de la "super-autoroute" cosmique et sur le "pont de Virgo", dans la région entourant la Voie Lactée (MW), celle d'Andromède et de Centaurus A. Ces courants s'expliqueraient par l'alignement des galaxies le long de filaments de matière sombre (ou noire). Documents N.Libesking/AIP.

Les astronomes ont longtemps pensé que l'arrangement des galaxies dans les amas et des galaxies naines autour de la Voie Lactée résultait d'une distribution sphérique de la matière sombre autour de la galaxie centrale. Cette substance hypothétique dont on ignore encore la composition et la structure n'interagit avec la matière ordinaire que par l'interaction gravitationnelle. Etant donné que cette force porte son influence à longues distances, la matière sombre jouerait un rôle clé dans la formation des galaxies, l'expansion de l'Univers, bref dans l'évolution du cosmos.

En 2014, l'astrophysicien Noam Libeskind et ses collègues de l'Institut Leibniz d'astrophysique de Potsdam, en Allemagne, ont découvert que les galaxies naines satellites de la Voie Lactée s'alignaient de façon particulière. Les résultats des recherches de Libesking publiés dans les "MNRAS" en 2015 ont montré que ces galaxies seraient entraînées par des structures cosmiques de matière sombre qui s'étendraient bien au-delà de la Voie Lactée. En effet, il existerait un réseau d'énormes filaments de matière sombre le long desquels les galaxies naines s'aligneraient comme on le voit ci-dessus.

Mais reste la question qui fâche : où se trouve cette matière sombre dont on parle ? L'a-t-on détectée ? Nous verrons en cosmologie qu'on a bien détecté certaines émissions X de gaz chaud (cf. l'amas NGC 2300 alias Arp 114) ainsi que des corps sombres mais quant à dire qu'il s'agit de la matière sombre qu'on recherche, ce n'est pas tout à fait pareil. C'est l'une des raisons pour laquelle Pavel Kroupa parmi d'autres réfute cette théorie sous prétexte qu'il s'agit de spéculations non corroborées par l'observation. Or, les travaux de Libesking prouvent aujourd'hui que Kroupa se trompe et que ce modèle explique mieux les observations que n'importe quelle autre théorie classique.

Mais les faits sont là pour chagriner les physiciens comme les astrophysiciens : près d'un siècle après les travaux de Zwicky, cette éventuelle matière sombre manque toujours à l'appel. Espérons que l'avenir apportera un peu de lumière sur cette substance insaisissable.

Découvertes à propos de la galaxie d'Andromède

La galaxie d'Andromède M31 faisant l'objet d'un grand nombre d'études, nous avons regroupés les principales découvertes la concernant ci-dessous.

M31 a survécu à une fusion survenue il y a 2 milliards d'années

Une équipe internationale de 48 astronomes a étudié les étoiles de la galaxie d'Andromède, M31, et est arrivée à la conclusion qu'il y a environ 2 milliards d'années, notre voisine galactique connut une fusion mineure. Leur découverte a fait l'objet d'un article publié dans "The Astrophysical Journal" en 2023.

Les chercheurs ont utilisé les données spectroscopiques de l'instrument DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) de NOIRLab installé sur le télescope Nicholas U. Mayall de 4 m de l'Observatoire National du Kitt Peak. DESI est le plus puissant instrument de ce type capable d'enregister plus de 100000 spectres de sources stellaires en une seule nuit. Grâce à cet instrument, les chercheurs ont déterminé avec précision le déplacement d'environ 7500 étoiles de la galaxie M31. Il s'avère que certaines d'entre elles ne sont pas originaires de cette galaxie.

Les chercheurs ont conclu qu'il y a environ 2 milliards d'années, la galaxie d'Andromède fusionna avec une galaxie naine. Ce n'était peut-être pas le premier évènement de ce genre dans son histoire, mais on peut encore observer les traces de cette fusion comme illustré ci-dessous.

Distribution des galaxies naines les plus proches de M31 sur le diagramme position-vitesse résultant des observations de DESI. Les points plus violets représentent les sources linéaires d'émission (c'est-à-dire une combinaison de régions HII et PNe) parmi les cibles de DESI. Documents A.Dey et al. (2023).

Cette découverte se fonde sur une théorie appliquée à la Voie Lactée qui connut également plusieurs fusions (mineures et majeures) avec d'autres galaxies (voir page 4 et les découvertes de Gaia). La dernière fusion majeure s'est produite il y a environ 8 à 10 milliards d'années avec la galaxie naine Gaia-Encélade. A cette époque la jeune Voie Lactée était seulement quatre fois plus massive que Gaia-Encélade. La plupart des amas globulaires du halo interne de notre Galaxie remontent à cet évènement. Plus récemment, il y a 4 à 5 milliards d'années, la galaxie naine du Sagittaire (SagDEG) est également entrée en collision avec la Voie Lactée et est en cours de dislocation. On y reviendra.

Pour rappel, aujourd'hui la Voie Lactée possède au moins 50 galaxies naines satellites dont les deux Nuages de Magellan et M31 possède au moins 26 galaxies naines satellites dont M32 et NGC 205, sans oublier les nombreux courants galactiques. Certaines de ces galaxies naines finiront par être absorbées par leur galaxie hôte comme ce sera le cas des Nuages de Magellan qui fusionneront avec la Voie Lactée d'ici quelque 2.4 milliards d'années.

Sachant cela, depuis quelques années des chercheurs ont proposé que les fusions pourraient être le principal mécanisme de croissance des galaxies. Pour appuyer leur théorie, ils ont présenté des schémas des mouvements des étoiles qui renforcent cette hypothèse. Mais jusqu'à présent, ces étoiles n'avaient pas été observées.

La découverte de telles étoiles dans M31 est intéressante car c'est la première galaxie qui permet de valider cette théorie. De plus cela s'est produit beaucoup plus tard que dans la Voie Lactée. Autrement dit, nous observons les conséquences de ce qui s'est passé relativement récemment. L'examen de ces reliques dans la galaxie d'Andromède pourrait aider les astronomes à rechercher des artefacts similaires dans la Voie Lactée.

Selon Sergey Koposov, astrophysicien à l'Université d'Edimbourg et coauteur de cet article, "Nous n'avons jamais vu cela aussi clairement dans les mouvements des étoiles, et nous n'avions pas non plus vu certaines des structures résultant de cette fusion. L'image qui en émerge montre que l'histoire de la galaxie d'Andromède est similaire à celle de notre propre Galaxie, la Voie Lactée. Les halos internes des deux galaxies sont dominés par un seul évènement d'immigration."

Les chercheurs concluent que "les résultats annoncent une nouvelle ère dans notre capacité à étudier les étoiles à l'échelle galactique et les histoires d'immigration des galaxies."

Découverte d'une nébuleuse [O III] près de M31

Des astronomes amateurs français ont découvert une nébuleuse d'émission [O III] filamentaire à 1.2° au sud-est du noyau de la galaxie M31 d'Andromède. La nébuleuse s'étend sur 1.5°. Elle est indétectable en Hα et n'a pas de contreparties évidentes dans les relevés aux rayons X (ROSAT), UV (GALEX), infrarouge (IRAS/IRIS, Planck), optique (DSS, SDSS) et radio (VLA FIRST, 408 MHz). Cette découverte fit l'objet d'un article publié dans les "RNAAS" en 2023.

Si en soi cette découverte semble anodine vu la quantité de nébuleuses présentes dans la Voie Lactée et les autres galaxies, elle démontre que malgré l'utilisation de télescopes géants et de technologies de pointe, au XXI^e siècle des astrophotographes amateurs avertis peuvent encore découvrir des objets célestes et servir la Science. Cette découverte mérite donc quelques explications.

Cette découverte qui a surpris tous les astronomes y compris les amateurs est le résultat d'un programme d'astrophotographie qui débuta début 2022. Les astronomes amateurs Xavier Strottner, Marcel Drechsler et l'astrophotographe Yann Sainty photographiaient le ciel profond à la recherche de nouvelles nébuleuses pour compléter leur catalogue Strottner-Drechsler (catalogue StDr) qui comprend aujourd'hui 166 objets et des centaines de candidats à valider.

Cette fois les amateurs orientèrent leurs lunettes astronomiques vers la galaxie d'Andromède. Pour l'occasion Sainty utilisa un filtre que peu d'astrophotographes utilisent  : un filtre OIII centré sur la raie de 5007 Å avec une bande passante de 3 nm pour mieux faire ressortir les régions HII faibles.

C'est en analysant les images brutes sous filtre OIII que Strottner et Drechsler découvrirent une nébulosité extrêmement faible au bord de l'image qui semblait s'étendre en dehors du champ de la photo. Selon Sainty et les astrophysiciens professionnels ayant examiné les photos originales, cela aurait pu être un défaut connu en imagerie (un artefact causé par la lumière diffusée, les réflexions internes, l'image dite de champ plat ou "flat field" - cf. le prétraitement d'image, le traitement d'image ou la lueur de l'amplificateur du détecteur). Pour confirmer l'existence de cette nébulosité, Sainty réalisa de nouvelles photos en OIII qui permirent de confirmer sa présence et de faire ressortir les sous-structures plus fines qui existent dans la nébuleuse. Après des semaines de recherche, les photos montrèrent sans équivoque que cette nébuleuse en forme d'arc ne pouvait être attribuée à aucune structure connue de et autour de M31.

Images de la nébulosité filamentaire (l'arc bleu) découverte près de M31 par l'équipe amateur de Yann Sainty en 2022. Il s'agit de l'empilement de 1062 images LRGB-OIII. Le temps d'intégration total est de 111 heures réparties sur 22 nuits distribuées sur 3 mois. A droite, les autres traces [O III] identifiées dans M31. Sainty utilisa une lunette apochromatique à 4 lentilles ED Takahashi FSQ 106 EDX4 (106 mm f/5) montée sur une monture Sky-Watcher EQ6 Pro, une caméra CCD ZWO ASI2600MM Pro, une roue à 7 filtres ZWO équipée des fitres Antlia de 36 mm Hα 3 nm, OIII 3 nm, B, V, R, L, complétés par un système d'autofocus Primaluce Lab SESTO SENSO 2 et de logiciels d'acquisition et de traitement d'image (c'est une installation à 15000 €).

De nouvelles photos furent réalisées entre août en novembre 2022 par Sainty et quatre autres amateurs (Bray Falls, USA; Christophe Vergnes, France; Nicolas Martino, France; Sean Walker, USA) au cours de 22 nuits réparties sur 3 mois afin de disposer d'un maximum de données pour des études scientifiques. L'image résultante présentée ci-dessus représente l'empilement de 1062 images individuelles sous filtres L, R, G, B et OIII et totalisa 111 heures de temps total d'intégration (auxquelles il faut ajouter quelques images de prétraitement et un long travail de traitement d'image).

Les astronomes ayant participé à la validation des données et de la découverte sont les astrophysiciens Robert Fesen du Dartmouth College de Hanover aux Etats-Unis, Stefan Kimeswenger de l'Université d'Innsbruck en Autriche et Michael Shull de l'Université du Colorado aux Etats-Unis.

Selon les astrophysiciens, sur base des données astrométriques dont les vitesses propres des objets relevés par le satellite Gaia , "il est probable que cette nébuleuse [O III] se trouve dans le halo de M31 et est liée aux nombreux flux stellaires, en particulier le Giant Stellar Stream dont le bord oriental se trouve près de cette nébuleuse. Un spectre de l'arc d'émission [O III] offrirait des données sur sa vitesse radiale qui pourrait établir une association avec M31 et son halo. Une étude spectroscopique de suivi de cet arc d'émission est en cours." Mais il faudra être patient car obtenir un spectre exploitable et de qualité de cette nébuleuse s'avère très difficile, même en utilisant de grands télescopes.

Notons que le "Giant Stellar Stream" est un courant stellaire visible photographiquement du côté sud-est de M31 comme illustré ci-dessous composé des résidus gazeux et stellaires d'une probable galaxie qui fut absorbée par M31 (cf. M.N. Ferguson et A.D. Mackey, 2016; K.M. Gilbert et al., 2019). On retrouve des courants similaires dans la Voie Lactée et beaucoup d'autres galaxies massives.

Images du "Giant Stellar Stream" ou courant stellaire géant qui s'étend sur ~4° au sud-est de M31. Il appartient à une structure plus vaste qui s'étend dans un rayon de 10° autour de M31. A gauche, la région interne du halo de M31 sur 40° carré. Chaque hexagone représente le champ de la caméra CCD du télescope Keck II de 10 m. Au centre, la partie interne du halo de M31 sur laquelle l'auteur a superposé la nébuleuse d'émission [O III]. A droite, les étoiles contenues dans une petite région du courant stellaire géant de M31 photographiées par le Télescope Spatial Hubble. L'analyse de telles images permet aux astrophysiciens de déterminer la chimie, l'âge et la nature et indirectement l'origine des étoiles de M31. Documents K.M. Gilbert et al. (2019), adapté par l'auteur de K.M. Gilbert et al. (2009) et NASA/ESA.STScI.

Comment est-il possible que cette nébuleuse n'ait jamais été photographiée auparavant sachant que M31 compte parmi les objets les plus photographiés du ciel (cf. la galerie d'images) ?

Les photographies modernes du ciel profond les plus détaillées et en couleurs utilisent des combinaisons de filtres (L ou IR/UV cut, R, G, B, IR, etc), y compris des filtres sélectifs à bande étroite surnommés UHC (Ultra-High Contrast) (Hα, Hß, SII, Na, OIII, etc). La plupart des caméras CCD et APN utilisés en astrophotographie sont sensibles jusqu'au-delà de la raie de l'hydrogène alpha (Hα à 6562.8 Å).

Dans cette nouvelle nébuleuse d'émission, la faible émission Hα coïncidant avec les filaments [O III] suggère un rapport de flux I([O III])/I(Hα) ≥ 5. L'émission Hα est donc pratiquement indétectable. Mais elle existe.

Sur les photos à grand champ de M31 - celles qui s'étendent sur plus de 3° du noyau et au-delà de l'étoile v Andromeda -, la nébuleuse d'émission [O III] est pratiquement invisible sur les photos prises sous filtre à large bande car la faible nébulosité est noyée dans la lueur des étoiles. Son absence sur les photos antérieures est liée à la très faible luminosité de surface combinée à sa taille angulaire inhabituellement grande. La majorité des caméras CCD et autres systèmes d'imagerie grand public couvrent généralement un champ trop étroit et leur niveau de sensibilité ne leur permet pas de détecter une nébulosité en émission aussi faible et aussi étendue.

De plus, pour obtenir une image détaillée en haute résolution d'un objet étendu du ciel profond, la plupart des lunettes et télescopes présentent un rapport d'ouverte trop élevé (> f/7) qui réduit le champ photographique à moins de 1° et les empêche d'englober sur une seule image des objets très étendus comme la Lune ou M31. Le diamètre apparent de M31 atteint 6 fois le diamètre apparent de la Lune, soit ~3° (cf. cette photo). Or la nouvelle nébuleuse se trouve en bordure de ce champ et est souvent en dehors du champ couvert par la plupart des télescopes. En effet, rares sont les optiques et les photos englobant un champ supérieur à 1 ou 2°. Dans ce cas, les amateurs ont deux possibilités : soit faire un montage de plusieurs photos mais cela exige de l'expérience et un logiciel de calibration soit se rabattre sur un téléobjectif de 300 ou 500 mm dont le champ est de respectivement 8° et 5°. L'idéal est d'utiliser une optique dite rapide dont le rapport focal < f/6 (qu'on peut aussi atteindre avec un réducteur focal 0.6x sur les télescopes catadioptriques f/10) voire un astrographe dont le rapport focal varie entre f/2.2 et f.5.6 chez Officina Stellare. Mais de telles optiques sont très chères.

S'ajoute le temps d'intégration. Le gauchissement de M31 en périphérie des bras ouest, les extensions de M57, les coquilles multiples de NGC 5128 ou les IFN ne furent détectées que sur des photographies à très longues poses. Peu d'amateurs passent des heures à photographier les objets du ciel profond, même en empilant de multiples images. Or seuls de très longs temps d'intégration - cela se chiffre généralement à plus de 100 heures avec un instrument amateur - révèlent ces très faibles nébulosités. Seuls les amateurs très patients et bénéficiant d'un ciel clément sont récompensés de leurs efforts.

Même les télescopes professionnels en théorie capables de gérer de telles situations sont en difficulté dans ces conditions. Par exemple, le sondage du "CFHT MegaCam" qui utilise notamment le filtre [O III] pour étudier les nébuleuses planétaires du halo de M31 (cf. S.Bhattacharya et al., 2019) a couvert l'emplacement de la nouvelle nébuleuse mais n'a pas détecté d'émission [O III] étendue. La raison est que ces images sont prises avec un filtre [O III] centré sur 5007 Å mais à bande relativement large (102 Å) avec une petite échelle de pixels (0.187"/pixel), inappropriées pour détecter des nébuleuses faibles, diffuses et étendues au-dessus du bruit de fond du photodétecteur. La combinaison d'un champ de vision large, d'échelles de pixels ≥ 2" et de filtres interférentiels à bandes étroites (~ 30 Å) est nécessaire pour détecter de grandes nébulosités à faible luminosité de surface (cf. S.Kimeswenger et al., 2021).

Bref, cette découverte prouve que des astronomes amateurs (relativement) modestement équipés ont encore des chances de découvrir des objets dans le ciel (non seulement des nébuleuses mais également des astéroïdes et des comètes) sans oublier les météorites.

Le halo géant de la galaxie d'Andromède

Grâce au Télescope Spatial Hubble, en 2015 les scientifiques ont découvert que la galaxie d'Andromède M31 est entourée d'un gigantesque halo. Comme la plupart des galaxies, ce halo est constitué de gaz invisible. Si nous savions déjà que la plupart des galaxies sont entourées d'un halo, celui-ci est beaucoup plus vaste qu'on l'imaginait.

En effet, composé de gaz chaud (entre 10000-100000 K) principalement constitué d'hydrogène ionisé (des protons et des électrons flottant dans le vide intergalactique), il est si ténu que l'émission de l'hydrogène n'a pas pu être détectée.

Illustration du halo géant découvert en 2015 autour de la galaxie d'Andromède, M31. Ce halo 6 fois plus étendu et 1000 fois plus massif qu'on l'imaginait fut détecté grâce au Télescope Spatial Hubble et l'analyse spectrale des quasars proches de la galaxie. Documents Hubble Site adaptés par l'auteur.

Sachant que la plus grande partie de l'univers (83%) est constituée de matière sombre, en se basant sur les masses visible et sombre de M31, les astronomes s'attendaient à découvrir un tel halo autour de M31 mais il était indétectable.

Les astronomes ont étudié 18 quasars situés dans un rayon d'environ 30° autour de M31 et découvert dans la partie UV de leur spectre des raies d'absorption typiques du halo de M31, ce qui leur permit de déterminer son étendue et sa masse.

Ce halo s'étend dans un rayon d'un million d'années-lumière; il est dix fois plus étendu qu'un halo classique. L'astrophysicien Nicolas Lehner de l'Université Notre Dame d'Indiana et ses collègues ont calculé que ce halo géant contient l'équivalent de 3 milliards de masses solaires dans un rayon de 200000 années-lumière et environ 10 milliards de masses solaires dans un rayon d'un million d'années-lumière, ce qui représente une masse 1000 fois supérieure à ce qu'on imaginait.

La galaxie naine Andromède XIV

Une nouvelle galaxie naine baptisée Andromède XIV, de forme légèrement elliptique, fut découverte en novembre 2007 en périphérie de la galaxie d'Andromède M31 par Steven Majewski de l'Université de Virginie et une équipe de chercheurs de l'UCLA. La galaxie se situe entre 630 et 850 kpc de distance, soit un peu plus de 2 millions d'années-lumière.

Cette découverte pourrait éclairer sous un nouveau jour la nature des galaxies naines et leur rôle potentiel dans la formation des galaxies.

La galaxie naine Andromède XIV indique que M31 est beaucoup plus massive que prévu. La plupart des galaxies naines résidant dans l'Amas Local sont de toute évidence des satellites maintenus par la gravité en orbite autour de plus grandes galaxies. Mais Andromède XIV semble se déplacer trop rapidement (-206 km/s par rapport à M31) pour être liée gravitationnellement à M31.

Selon Majewski, pour qu'une nouvelle galaxie naine soit capturée par M31, cette dernière doit présenter une masse plus élevée et exercer une force gravitationnelle plus intense que les valeurs prédites par les modèles actuels. Un élément de la théorie ou notre interprétation n'est donc pas correcte. En effet, il est également possible qu'Andromède XIV soit juste arrivée - à l'échelle des temps cosmiques - dans les parages de M31, venant d'une région reculée de l'espace. Dans ce cas explique Majewski, "si Andromède XIV n'est pas liée à M31 et est tombée dans son puits gravitationnel pour la première fois, cela démontre que nous n'avons pas encore identifié tous les membres de l'Amas Local."

Un nouveau membre comme celui-ci est une chance pour les astronomes. Andromède XIV représente pour les astrophysiciens une image unique, celle d'une galaxie naine dans un état relativement "pur", qui n'a subi aucune influence gravitationnelle de la part d'un corps plus massif au cours des derniers milliards d'années.

Le gauchissement de M31

Les astronomes ont découvert que le noyau de M31 présente une légère diffusion stellaire asymétrique dans un secteur bien précis, un phénomène de gauchissement (warping) provoqué par une perturbation gravitationnelle, vraisemblablement par le passage de la galaxie M32. Le fait était soupçonné mais non démontré jusqu'à présent. Ce sont des photographies à longues poses prises à partir de l'Observatoire de Lick qui ont révélé le phénomène. Des simulations par interpolation numérique (SPH) ont également permis de démontrer que ce gauchissement était également présent dans le noyau de la Voie Lactée où il est provoqué par le passage de la galaxie naine SagDEG.

Le gauchissement gravitationnel A gauche, cette image surexposée du noyau de M31 montre clairement son gauchissement provoqué par une perturbation gravitationnelle. A droite, une simulation du gauchissement du noyau de la Voie Lactée provoqué par le passage de la galaxie naine SagDEG. Documents UCO/Lick Observatory et Université de Strasbourg.

En fait, près de 90% des galaxies présentent un gauchissement plus ou moins développé. Dans le cas de M31 par exemple, même si M32 a accentué le warp, selon les astronomes il existait déjà sans doute auparavant.

Dans la plupart des cas, ce gauchissement est lié à des contraintes internes, structurelles. Ainsi la galaxie spirale barrée ESO 510-13 de l'Hydre présentée ci-dessous, affiche une bande de poussière gauchie qui s'est formée récemment. Pour les astrophysiciens de l'ESO, cette bande de poussière qui a peut-être été gauchie suite à la fusion avec une galaxie elliptique représente en fait les bras extérieurs de la galaxie. Ce disque est en train de se stabiliser et deviendra plat à l'image de la forme caractéristique du disque de poussière qui entoure la galaxie M104 "Sombrero".

Le gauchissement structurel A gauche, la galaxie spirale barrée ESO-510-13 dont la bande de poussière gauchie est en train de se stabiliser. D'ici quelques millions d'années cette galaxie ressemblera à M104 (à droite). Documents ESA/HST et NASA/ESA/STScI traité par Diaz Bobillo.

Quel est l'origine du gauchissement de M31 ? La galaxie d'Andromède a fait l'objet de très nombreuses études. Beaucoup de simulations de l'interaction entre M31 et M32 (une galaxie elliptique E2 de 8000 années-lumière de diamètre) ont été effectuées.

En 1976, Gene G. Byrd (ApJ 208, p688) avait déjà exploré la cinématique des forces de marée d'une rencontre, en simulant M31 avec des particles-test sans auto-gravité, pour essayer de compendre comment le gauchissement apparaissait. Il existe une infinité de possibilités. Parmi les études plus récentes, en 2006 Karl D. Gordon et son équipe (ApJ 638, L87) ont proposé que M32 aurait juste fait le "trou" situé au sud-ouest de M31.

Grâce au télescope spatial Spitzer, des chercheurs du CfA et du CNRS ont découvert en 2006 une nouvelle onde de densité mesurant 1 kpc x 1.5 kpc à 0.5 kpc du centre de la galaxie d'Andromède. La simulation proposée par Françoise Combes et ses collègues du CNRS reproduit l'ensemble de la morphologie de M31 et relie les deux anneaux, l'anneau interne qui n'avait pas encore été découvert, l'anneau externe situé à 10 kpc du centre ainsi que le gauchissement.

A gauche, zoom sur M32, la galaxie elliptique (E2) et satellite de M31 située près des bras extérieurs de la galaxie et dont voici une magnifique vue générale et un gros-plan. A droite, simulation de la collision et du passage de M32. Les dates sont exprimées en millions d'années. Notez la formation de deux ondes de densité dans l'image c. La position de M32 dans l'image d est compatible avec son emplacement actuel. Documents Robert Gendler et IPAC/2Mass.

Selon les simulations de Françoise Combes et son équipe, la petite galaxie M32 aurait plongé dans le disque de M31 le long de son axe polaire il y a environ 210 millions d'années. L'existence du grand anneau externe et du petit anneau interne incliné est compatible avec le passage de M32 et le gauchissement du disque comme on le voit ci-dessus. Cette découverte fut publiée dans la revue "Nature" en 2006 (en PDF sur arXiv).

Le fait que M31 ait été peu affectée par cette perturbation s'explique par le fait qu'au moment de la collision M32 était beaucoup plus compacte et 10 fois moins massive (13 fois en excluant la matière sombre soit environ 30 milliards de masses solaires) que la galaxie d'Andromède. Les chercheurs ont comparé cet évènement à la collision entre un semi-remorque de 18 roues (M31) et une voiture (M32); le camion présenterait relativement peu de dégâts alors que la voiture serait sinistrée. Un phénomène analogue est arrivé à M32 qui sous l'effet du choc et de la réorganisation de la matière a perdu la moitié de sa masse et s'est transformée en galaxie naine sans se disloquer. On reviendra sur la fusion majeure de M31 avec le progéniteur de M32 (cf. les fusions de galaxies).

Image infrarouge de M31 prise par le télescope spatial Spitzer révélant l'anneau externe à 10 kpc du centre et un nouvel anneau interne d'environ 1x1.5 kpc à 0.5 kpc du centre. Ces deux ondes de densité sont compatibles avec une collision quasi frontale correspondant au passage de M32. Document CNRS/CfA.

Les astronomes restent toutefois prudents et proposent que M32 n'est qu'un responsable possible de cette déformation. En effet, il y a beaucoup d'autres compagnons autour de M31, et qui sait, M31 a peut-être subi une fusion mineure récente, comme en témoignent beaucoup de déformations, queues de marée, boucles d'étoiles à grande distance du centre (cf. notamment les travaux de Rodrigo A. Ibata et son équipe publiés dans "The Astrophysical Journal" en 2005).

Pour plus d'informations

Les galaxies les plus lointaines

La structure de l'univers (les superamas).

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