5.7 Modélisation de M31 par une fusion majeure
5.7.2 Commentaire sur l’article
A la suite de la modélisation des galaxies du projet IMAGES et de la galaxie NGC 5907 par des fusions majeures, ce chapitre traite de la reconstruction de M31 par un modèle de fusion majeure. De par sa proximité, de nombreuses études ont observé M31 fournissant un nombres de contraintes observationnelles bien plus grand que pour les galaxies IMAGES ou pour la galaxie NGC 5907. Cette état de fait est un avantage et aussi une difficulté dans notre étude. Les nombreuses contraintes observationnelles, si elles sont bien reproduites, donnent du poids à notre scénario. Cependant, le grand nombre de contrainte à reproduire face au nombre plus petit de paramètres pour une simulation interdit une reproduction totale. De plus, certain aspects de M31 s’expliquent sûrement par d’autres mécanismes qu’une fusion majeure.
Avant de proposer un modèle de fusion reproduisant M31, je dresse un portrait-robot de cette galaxie, partant du disque mince jusqu’au Giant Stream récemment découvert en expliquant pourquoi il est envisageable de considérer cette galaxie comme le résultat d’une fusion majeure.
J’expose ensuite l’article de Hammer et al. (2010) dont je suis co-auteur et qui traite de la reconstruction de M31 par une fusion majeure.
5.1
Propriétés globales de M31
5.1.1 La masse de M31
M31 est une galaxie SA(s)b, une galaxie spirale sans barre (SA) avec des bras spiraux qui partent d’un anneau interne (s) et classée dans le groupe b (van der Marel et al., 2002). Elle se situe à 785 kpc de la Voie Lactée (McConnachie et al.,2005). La caractéristique qui la rend importante au sein du Groupe Local est sa masse qui représenterait près des deux-tiers de la masse du Group Local (van der Marel et al.,2002). Bien que cette quantité soit primordiale pour comprendre la formation et l’évolution de M31, elle est encore mal contrainte. Deux éléments la composent : la masse baryonique, due aux étoiles du disque, du bulbe, du halo stellaire ainsi qu’au gaz HI du disque, et la masse cachée, due au halo de matière noire.
Observer la matière baryonique soit dans le visible pour les étoiles soit dans le domaine radio pour le gaz HI permet une estimation assez fiable de la masse baryonique. Hammer et al.(2007) déduisent de la magnitude en bande K de M31 (Barmby et al., 2006) une valeur de la masse stellaire totale égale à 10.3 × 1010 M
⊙, proche du résultat de Geehan et al. (2006) déduit de
modèles numériques de M31 : Mbulge = 3.2 × 1010 M⊙ et Mdisque = 7.2 × 1010 M⊙. La masse
du gaz est plus faible, estimé à 4.23 × 109 M
⊙ pourChemin et al.(2009) et à 25 % de plus pour
Braun et al. (2009). Cela induit une masse baryonique totale de 10.72 − 10.86 × 1010 M ⊙ avec
une fraction de gaz égale à 4 − 5 %. Dans le cas de la Voie Lactée, la fraction de gaz est plus grande ∼ 12 % montrant que M31 a plus vite brûlé son gaz.
La difficulté de l’estimation de la masse de M31 provient de l’estimation de la masse de la matière noire. La seule méthode pour mesurer sa masse est l’étude cinématique des objets en- tourant M31. En effet, pour un système en équilibre il existe un lien direct entre sa masse (son énergie potentielle) et la cinématique de ses composantes (son énergie cinétique) : le théorème du viriel. Le premier traceur cinématique utilisé a été la courbe de rotation HI qui fournit une estimation de la masse pour les régions internes de la galaxie (< 30 kpcRoberts et Whitehurst,
1975). Pour estimer la masse contenue dans une sphère d’environ 300 kpc, des traceurs cinéma- tiques plus éloignés du centre doivent être utilisés (Erickson et al.,1987,1999;Gottesman et al.,
2002; Watkins et al., 2010). Watkins et al. (2010) se servent d’un estimateur statistique pour déduire la masse de M31 à partir des rayons projetés et des vitesses radiales de 23 galaxies naines autour de M31. Le résultat est une masse à l’intérieur de 300 kpc de M300= 1.4 ± 0.4 × 1012 M⊙.
Cette méthode est simple mais elle implique des suppositions fortes sur les galaxies naines. Elle les suppose tout d’abord liées à la galaxie. Par exemple, And XII et And XIV sont suspectées de ne pas être liées à M31 du fait de leur grande vitesse radiale, la masse de M31 chuterait alors à M300 = 0.8 ± 0.2 × 1012M⊙. L’autre suppposition est un système qui en plus d’être lié est relaxé.
Historiquement, ce travail fait suite aux études deEvans et Wilkinson(2000);Evans et al.(2000);
Côté et al. (2000) sur la masse de M31. Dans leur cas, ils se sont servis de la position et de la vitesse des satellites, des amas globulaires et des nébuleuses planétaires, connues au début des années 2000, donnant déjà une masse de M = 1.2+18
−6 × 1012 M⊙.Klypin et al. (2002) ont aussi
5.1. PROPRIÉTÉS GLOBALES DE M31
basés sur le ΛCDM. Ils déduisent une masse de M31 proche de 1.6 × 1012 M
⊙. Ces résultats
donne en général une fraction baryonique de l’ordre de 6 %. Ce rapport est bien plus faible que la fraction baryonique dans l’univers qui avoisinent les 20 %. Les simulations utilisées pour reproduire M31 dans l’étude de Hammer et al.(2010) sont basées sur des fractions baryoniques de 20 %.
La limite de ces études est l’imprécision ou la méconnaissance des mesures de positions et de vitesses des galaxies naines de M31 ainsi que la supposition d’un système lié et relaxé. Un projet tel que GAIA (Global Astrometric interferometer for AstrophysicsLindegren et Perryman,1995,
1996) aura des répercussions évidentes sur la masse de M31 en fournissant des mesures complètes et précises. GAIA rendra peut être aussi possible le calcul du mouvement tangentiel des galaxies naines, permettant de mieux contraindre si l’ensemble des galaxies naines forme un système lié et relaxé. Aujourd’hui seules les galaxies IC 10 (Brunthaler et al.,2007) et M33 (Brunthaler et al.,
2005) ont une vitesse tangentielle mesurée. 5.1.2 La vitesse 3D de M31
La vitesse radiale de M31 dans le système héliocentrique est mesurée depuis longtemps et vaut −301 ± 4 km.s−1. A l’inverse sa vitesse tangentielle, son mouvement propre, est encore
très mal connue. Cette dichotomie s’explique par les méthodes employées pour déduire ces deux vitesses. La vitesse radiale se mesure par effet Doppler, une mesure spectroscopique simple et directe, sans hypothèse ni modèle et avec une faible incertitude. La vitesse tangentielle se mesure par différentes méthodes toutes difficiles à mettre en place et sujettes à de grandes incertitudes.
Figure 5.1 – Mouvement propre de M31 dans le système héliocentrique (van der Marel et al.,
2012). Croix rouge : mouvement propre déduit des données HST. Croix bleues : mouvement propre déduit de la position et de la vitesse radiale des satellites de M31. Le symbole étoile représente le cas où la vitesse tangentielle de M31 serait nulle dans le système galacto-centrique. La croix verte correspond à la valeur déduite de notre étude.
Brunthaler et al. (2005). En supposant que M33 soit un satellite de M31, il devrait revenir à proximité de M31 dans le passé. Ainsi, Loeb et al.(2005) ont contraint la vitesse tangentielle de M31 à une amplitude de moins de 100 km.s−1 pour rendre ce retour possible. Autre méthode,
van der Marel et Guhathakurta (2008) supposent que les galaxies naines de M31 sont toutes des satellites formant un système relaxé. Ils déduisent de leur vitesse radiale la composante tangentielle de M31. En effet, leur vitesse radiale dans le référentiel galacto-centrique est la somme de leur vitesse radiale dans le référentiel de M31 et de la composante tangentielle de M31 (voir résultat figure 5.1). Enfin la dernière méthode se sert de données astrométriques mesurant le déplacement d’étoiles de la galaxie en utilisant des images prises à plusieurs années d’intervalle.
Sohn et al.(2012) utilisent cette méthode sur une période de temps de plus de cinq ans avec des images HST tirées de trois champs de M31. Ils se servent des quasars et des galaxies éloignées comme référence fixe (voir résultat figure5.1van der Marel et al.,2012). Leur résultat final dans le système galactocentrique est la moyenne des deux vitesse tangentielles fournis par les deux dernières méthodes : Vrad = −109.3 ± 4.4 km.s−1 et Vtan= 17.0 km.s−1.
Cependant les deux dernières méthodes ne sont pas exemptes de défauts. La méthode avec les satellites supposent un système de satellites lié et relaxé. De plus le faible nombre de satellites n’offre pas une grande précision. La dernière méthodes utilisant le déplacement des étoiles de M31 atteint les limites des possibilités du HST. La précision requise est de l’ordre de la micro arcsec, µas. De plus, dans chaque champ, il faut corriger le mouvement de l’étoile de la cinématique interne de M31, ce qui rajoute une incertitude. Enfin, le figure 5.1montre que les deux mesures de la vitesse tangentielle de M31 sont à plus de 1.5 σ l’une de l’autre, presque incompatibles. Dans ce cas, en faire la moyenne ne renforce pas la mesure. Dans le dernier chapitre, la détermination de la vitesse tangentielle est importante pour vérifier si le scénario expliquant les galaxies naines de la Voie Lactée est juste. La vitesse tangentielle qui découle de notre scénario est à 1.7 σ de la mesure déduite par des déplacements d’étoiles dans les champs de M31 (Fouquet et al.,2012) (voir figure5.1). Encore une fois, GAIA devrait apporter plus de contrainte sur cette question.
5.2
Le bulbe classique
Une composante majeure de la galaxie d’Andromède est son bulbe. Courteau et al. (2011) estiment que, si le bulbe suit un modèle de Sèrsic, son indice vaut n = 2.2±0.3 et son rayon effectif à une valeur de Re= 1.0 ± 0.2 kpc. Son ellipticité avec les données IRAC est de 0.37 ± 0.03. La
composante bulbe représente 23% de la luminosité totale, B/T = 0.23, faisant de M31 une galaxie Sb. Sa brillance de surface moyenne est de 16±0.2 mag. Le bulbe de M31 est vu comme l’exemple du bulbe classique, sans rotation apparente et sphérique ne suivant pas un profil exponentiel.
La particularité principale du bulbe de M31 est d’être un bulbe classique, c-à-d une petite galaxie elliptique entourée d’un disque. A la différence des pseudo-bulges qui s’expliquent plutôt par des phénomènes séculaires, les bulbes classiques portent la marque d’un ou plusieurs épisodes de fusion (Kormendy et Kennicutt,2004a;Kormendy et al.,2010). En effet, ils ont souvent une plus grande masse que les pseudo-bulges (∼ 3 × 1010 pour le bulbe de M31) qui implique une
accrétion de masse vers le centre de la galaxie qu’une fusion de galaxies explique naturellement. Surtout, les bulbes classiques n’ont pas un profil de luminosité proche de celui d’un disque, un profil exponentiel, mais un profil avec un indice de Sérsic supérieure à 2. Ce changement dans le profil ne peut pas s’expliquer par une simple évolution séculaire. Enfin, la cinématique de ces
5.3. LE DISQUE MINCE DE M31
bulbes comparée à celles des pseudo-bulges est dominée par la dispersion de vitesse, tout comme les galaxies elliptiques, et non pas par la rotation. Cela renforce une origine due à une fusion.
5.3
Le disque mince de M31
M31 est l’une des galaxies les plus observées du fait de sa proximité. La taille apparente de son disque optique est ainsi de plus d’un degré, ce qui représente le double de la taille angulaire de la pleine Lune. Son disque se compose de deux structures principale : un disque stellaire et un disque de gaz HI plus étendu et entourant le disque stellaire. De plus, il existe des sous-structures telles qu’un anneau d’un rayon de 10 kpc observable dans le visible et les relevés HI, ainsi que des irrégularités sur les bords du disque.
5.3.1 Le disque stellaire
Afin d’avoir une vue complète du disque stellaire, plusieurs campagnes d’observation ont mesuré le profil de brillance de surface de M31 dans différentes bandes spectrales. Les premiers ont été Walterbos et Kennicutt (1987) qui ont observé le disque stellaire à l’aide de plaques photographiques dans les bandes spectrales U, B, V et R. Une bosse à 10 kpc est déjà visible sur leurs données et sera ensuite reconnue comme l’anneau de M31 d’un rayon de 10 kpc (voir figure5.2).Choi et al.(2002) ont continué ce travail dans la bande B et I avec des caméras CCD pour une surface de 1.7◦× 5◦. Ces travaux ont pu s’étendre plus vers le centre de M31 grâce à
l’utilisation de la bande I. De plus, cette bande est un meilleur traceur de la masse stellaire que les bandes U, B ou V. Une nouvelle génération de télescopes a permis de couvrir des zones spectrales plus éloignées comme l’IR. Barmby et al. (2006), utilisant IRAC (InfraRed Array Camera) sur Spitzer, ont couvert 3.7◦
×1.6◦ pour quatre bandes dans l’infrarouge 3.6, 4.5, 5.8 et 8 µm, avec un étalonnage de 0.861” par pixel tandis que Beaton et al. (2007) se sont servis des données de 2MASS 6X (Two Micron All Sky Survey) pour produire des cartes de 2.8 deg2 de M31 en bande
JHK (voir figure 5.2). De l’autre côté du domaine spectral,Thilker et al.(2005), dans leur étude pour comparer l’émission UV et les zones de Hα, ont fourni une image et un profil de luminosité dans le proche (Near) et lointain (Far) UltraViolet (NUV-FUV).
En définitif, l’étude de Courteau et al. (2011) déduit, des différents relevés de brillance de surface, une longueur caractéristique du disque exponentiel, nettoyé de la poussière, de Rd =
5.3 ± 0.5 kpc et une ellipticité de 0.73 ± 0.03. L’inclinaison du disque est de 77◦ et son PA vaut
35 ◦ (Walterbos et Kennicutt,1987).
Après l’étude sur le profil de luminosité, des études se sont penchées sur les populations stellaires du disque de M31. Ces dernières nous renseignent sur l’histoire de la formation stellaire (SFH Star Formation History) du disque et donc sur sa construction. La mesure puis l’ajustement par des modèles de diagrammes couleur-magnitude (CMD Color-Magnitude Diagram) donne une indication sur les âges et les métallicités des étoiles formant le disque stellaire. De nombreuses études se sont penchées sur cette question en utilisant pour la majorité le seul télescope capable d’accéder à la séquence principale des étoiles de M31, le HST, sur diverses cibles dans le disque ou dans son environnement proche (Bellazzini et al., 2003; Brown et al., 2006a;Davidge et al.,
2012;Dalcanton et al.,2012;Bernard et al.,2012). L’ajustement des CMD ne peut qu’apporter des tendances et non des mesures précises à moins de 1-2 Gyr. De plus la précision des CMD est
Figure 5.2 – Profil de luminosité de M31 de la bande U à l’IR (Courteau et al., 2011). Les profils UBVR sont extraits des plaques photographiques de Walterbos et Kennicutt (1987). Les profils de brillance de surface de la bande I, 2MASS 6X H, K’ et des trois bandes d’IRAC sont respectivement extraits des travaux de Choi et al. (2002), Beaton et al. (2007) et Barmby et al.
(2006).
meilleure pour des formations stellaires récentes qui se distinguent par une séquence principale encore présente et des étoiles plus lumineuses. Différentes études sur la formation stellaire ne se préoccupe alors que de la formation stellaire récente de M31 (Williams,2003). Ce qui ressort des études sur la SFH de M31 est une formation stellaire qui s’étalent dans le temps et non pas une flambée d’étoiles suivie d’une évolution séculaire (Ferguson et Johnson, 2001; Williams, 2002;
Dalcanton et al., 2012) avec encore aujourd’hui une activité (Davidge et al., 2012; Williams,
2003). Trois époques de formation stellaire semblent émergées : la première formant les étoiles les plus vieilles il y a plus de dix milliards d’années ; la seconde à plus de huit milliards d’années qui est vue comme l’époque du début de la formation du disque pour Davidge et al. (2012) ; et la troisième qui forme une population plus riche en métaux et plus jeune au alentour de six milliards d’années dans le passé (Brown et al.,2003). Ces différentes étapes dans la construction de la population stellaire du disque et de ses alentours (< 20 kpc) indiquent des périodes de fortes formations stellaires entrecoupées de périodes plus calmes. En se servant de ces considérations sur les populations stellaires, nous proposons un modèle de fusion de M31 qui peut être daté. Le premier passage se déroulerait il y a plus de huit milliards d’années tandis que le second, correspondant aussi à la fusion finale, se passerait il y a près de six milliards d’années.
5.3. LE DISQUE MINCE DE M31
L’extension du disque stellaire
Une étude spectroscopique (Ibata et al.,2005) a découvert une composante étendue du disque stellaire qui peut être détectée jusqu’à ∼ 40 kpc (∼ 8 longueurs caractéristiques du disque) depuis le centre de la galaxie. Cette composante a un profil de densité exponentiel très similaire au disque stellaire. Bien que cette structure soit plus granuleuse, elle apparaît en moyenne suivre le disque stellaire, bien que sa longueur caractéristique semble légèrement plus grande (6.6 kpc au lieu de 5.3) et qu’il existe un retard de la vitesse circulaire à grandes distances du centre (∆v = 20 km.s−1). Ce qui peut le distinguer d’un disque épais est sa dynamique froide, avec une
dispersion de vitesse de 20 à 40 km.s−1. Cette structure à grande distance montre un échauffement
dynamique et une déformation, étant plus sensible aux interactions. Le fait que cette structure soit bien l’extension du disque mince n’est pas encore totalement certain.
5.3.2 Le disque HI
Le gaz HI est la seconde composante baryonique en masse après les étoiles, en bien plus grande quantité que le gaz d’hydrogène ionisé ou que les autres gaz. Il n’en est pas moins invisible dans les bandes photométriques classiques comme le visible, l’IR ou l’UV. Le seul moyen de le détecter est de tracer sa présence par la détection de la raie à 21 cm, dans les longueurs d’onde radio. En effet, lorsque le spin de l’électron du gaz HI se désexcite de son premier niveau hyperfin vers son état fondamental, passant d’un spin opposé à celui du proton à un spin aligné avec ce dernier, il émet un photon d’une longeur d’onde de 21 cm. Le gaz HI se répartit en deux composantes : le disque HI contenant la majeur partie du gaz et les nuages de gaz dispersés autour de M31. Le disque de gaz entoure le disque stellaire et est plus étendu que lui, allant jusqu’à 30 kpc. Sa masse avoisine les 5 × 109 M
⊙ (Braun et al.,2009).
La courbe de rotation de M31
Le disque HI par son étendue est l’outil idéal pour tracer la courbe de rotation de M31 et en déduire son profil de masse. Bien que Rubin et Ford (1970) aient fait une étude cinématique des régions HII de M31 pour en déduire une courbe de rotation, les relevés ultérieurs ont utilisé massivement la raie à 21 cm (Guibert,1973,1974;Emerson,1974,1976;Cram et al.,1980;Sofue et Kato,1981;Sawa et Sofue,1982;Braun,1991;Carignan et al.,2006). Les deux derniers relevés du gaz HI utilisent d’un côté le télescope Westerbork associé avec le Green Bank telescope (GBT) (Braun et al.,2009;Corbelli et al.,2010) et d’un autre côté le Synthesis Telescope (Chemin et al.,
2009). La précision des mesures de ces deux études est similaire avec une résolution spatiale de l’ordre de 50 pc et une résolution cinématique de 2 km.s−1 .
La courbe de rotation obtenue d’après la carte du gaz HI (voir figure5.3) est mesurée jusqu’à près de 38 kpc. Elle montre un pic à 340 km.s−1, un creux à 202 km.s−1 autour de 4 kpc, deux
parties plates à 264 km.s−1et 230 km.s−1, et enfin une hausse jusqu’à 275 km.s−1dans les régions
externes (voir figure5.3). La masse totale ainsi déduite à l’intérieur de 38 kpc est 4.7 ±0.5×1011
Figure 5.3 – En haut, champ de vitesse du gaz HI de M31 (Chemin et al., 2009). La structure de disque en rotation est facilement identifiable avec le sud-ouest qui s’éloigne de nous et la partie nord-est qui se rapproche. Les vitesses sont données dans le référentiel héliocentrique, non corrigées du mouvement global de M31 de -300 km.s−1. En bas, comparaison des courbes de
rotation du gaz HI provenant de différentes études :Newton et Emerson (1977) les croix,Brinks et Burton (1984) les cercles, Braun (1991) les triangle, Carignan et al. (2006) les losanges. La ligne correspond au résultat de la courbe de rotation de Chemin et al. (2009).
Irrégularités du disque HI
Bien que la galaxie d’Andromède soit classée parmi les galaxies spirales régulières, elle n’est pas exempte de faibles irrégularités. Dans les relevés du gaz HI, sur les bords du disque émergent des motifs visibles au nord-est et un au sud-ouest. Celui du sud-ouest se situe à 34.1 kpc et mesure