Nuages moléculaires et formation stellaire

Du nouveau grâce aux observations de la galaxie M33

La galaxie spirale Messier 33 (M33). Crédit : NASA

Les étoiles naissent dans les nuages denses de la Galaxie. Ces nuages résultent de la contraction du gaz diffus, provoquée par des mécanismes encore discutés. Avec l’augmentation de la densité, les atomes présents dans le gaz diffus s’associent en molécules. Ainsi, la composante principale du nuage est le dihydrogène (H2) et les atomes de Carbone et d’Oxygène, les plus abondants après H et He, se trouvent essentiellement sous forme de CO (monoxyde de carbone).

La durée du cycle de vie d’un nuage moléculaire est estimé à 10-20 millions d’années, soit un dixième seulement du temps nécessaire pour faire un tour complet autour du centre galactique. Ce cycle de vie comprend une période durant laquelle le gaz est essentiellement sous forme moléculaire suivie d’une phase de formation d’étoiles. Enfin, les vents stellaires et les explosions de supernovæ fragmentent et dissipent le nuage.

Notre Galaxie, la Voie Lactée, est une galaxie spirale. Elle comporte un disque fin, un peu comme une crêpe avec un bulbe central très concentré en étoiles. Il est difficile d’observer notre Galaxie car nous sommes dans le plan de la crêpe et notre environnement proche nous en masque les partie lointaines. Une solution consiste à observer les galaxies qui nous environnent, notamment celles du groupe local de galaxies situées à moins de 1 Mpc (1 pc ≈ 3,2 années-lumière). Nous perdons alors certains détails mais nous avons une vue d’ensemble qu’il nous est impossible d’obtenir pour notre Galaxie. La galaxie spirale Messier 33 (M33) est un bon compromis car proche et pas trop inclinée, fournissant une excellente visibilité sur le disque.

Avec le radiotélescope de 30 mètres de l’IRAM, nous avons cartographié l’émission de la molécule CO dans sa raie 2-1 à 1,3 mm de longueur d’onde. L’intensité et la largeur de cette raie permettent d’estimer la masse et de mesurer la vitesse des nuages moléculaires projetée sur la ligne de visée. A partir de ces données, nous avons identifié un échantillon de 566 nuages moléculaires (Corbelli et al., 2017). La région occupée par chaque nuage a été examinée et le nuage classifié comme étant hôte de formation stellaire ou non.

Dans le disque de notre Galaxie, il existe une corrélation entre la taille des nuages et la largeur de leurs raies d’émission moléculaire (qui sont élargies par les mouvements du gaz au sein du nuage). Notre échantillon montre une très faible corrélation. En comparaison avec d’autres galaxies (M51, NGC6822, LMC, SMC), il s’avère que la largeur de raie pour une taille donnée varie avec la « métallicité » de la galaxie ! La métallicité représente l’enrichissement en éléments autres que l’Hydrogène. Comme elle augmente au cours du temps par la formation d’éléments au sein des étoiles, elle donne une sorte d’âge chimique. On note aussi qu’à taille de nuage donnée la largeur de raie diminue avec la distance au centre de la galaxie. Dans la partie externe de la Voie Lactée, cette tendance est encore plus nette, avec une baisse très significative de la largeur de raie (à taille constante de nuage) en s’éloignant du centre.

Le grand nombre de nuages dans notre échantillon permet de calculer la distribution de masse de tous les nuages de M33 mais aussi par intervalle en rayon galactique ou par rapport à la formation stellaire. Loin du centre galactique, la proportion de nuages peu massifs augmente. Déjà identifiée par Gratier et al. (2012), la tendance est plus nette avec l’échantillon plus conséquent. La nouveauté est qu’un effet encore plus fort est détecté en comparant les nuages qui forment des étoiles avec ceux qui n’en forment pas — les nuages peu massifs sont des sites moins favorables à la formation d’étoiles. Cette différence existe à grande comme à faible distance du centre.

Le processus de contraction gravitationnelle devrait conduire à une amplification de toute rotation initiale,  par conservation du moment angulaire. En se contractant, les nuages devraient tourner de plus en plus vite et la force centrifuge résultante devrait s’opposer à leur effondrement. C’est donc un effet important pour l’efficacité de la formation d’étoiles. Il existe des tentatives de mesure de rotation des nuages dans la Voie Lactée mais sans conclusion claire. Dans les galaxies proches, aucune rotation n’avait pu être détectée en raison d’un bruit de mesure trop important mais la sensibilité accrue de nos observations a permis d’extraire le signal associé à la rotation des nuages.

 

Cette figure montre la distribution de l’émission CO dans M33 avec en superposition les contours des nuages moléculaires. A droite sont représentées les trois étapes des calculs. La vitesse (premier moment) à chaque pixel (en haut à droite), avec la vitesse en km/s indiquée sur l’échelle à droite, puis le plan qui représente le rotateur rigide le mieux adapté aux vitesses mesurées, et enfin le résiduel (différence vitesse-modèle) pour vérifier l’ajustement.

 

Dans un article à soumettre sous peu, et déjà présenté en conférence, nous mesurons le gradient de vitesses dans chaque nuage. Dans les nuages qui sont résolus spatialement, on peut voir les différences de vitesse entre les zones du nuages que la rotation rapproche et celles que la rotation éloignent de nous. La majorité des gradients sont progrades (sens de rotation de la galaxie) et la tendance est plus forte lorsque l’on inclut uniquement les nuages ou le rapport signal sur bruit est élevé. Néanmoins, la rotation déduite des gradients de vitesse est très lente. La période de rotation des nuages (de taille environ 50 pc) est bien plus longue que leur durée de « vie ». Ainsi, la rotation n’est pas un soutien significatif contre l’effondrement à l’échelle du nuage. Nos mesures impliquent qu’il existe un moyen, peut-être via le champ magnétique, d’évacuer le moment angulaire. Les simulations prédisent des nuages avec des moments angulaires supérieurs à ce l’on observe, mais le champ magnétique y est notamment absent.

 

Contact au LAB :  Jonathan Braine, équipe Formation Stellaire