Andromède, la galaxie spirale la plus proche de notre Voie Lactée, recèle encore un grand nombre d’énigmes. La question de la distribution des gaz et des poussières constitue notamment un problème sur lequel les scientifiques butent depuis une vingtaine d’années. En effet, comment expliquer la présence d’un anneau externe éventré autour d’Andromède, visible dans les spectres optique et radio dont le centre est décalé de 1 kpc par rapport au noyau central de la galaxie ? Grâce à des images réalisées dans les proche et moyen infrarouge fournies par le Spitzer Space Telescope, une équipe internationale de chercheurs lève le voile sur cette énigme.

Figure 1 : Emission de la poussière et des macro-molécules du milieu interstellaire de la galaxie d’Andromède M 31 observée avec IRAC, la caméra infrarouge du satellite Spitzer. M 31 possède clairement deux anneaux. Outre le célèbre anneau externe situé àun rayon de 10 kpc (souligné ici en vert), cette carte révèle un deuxième anneau au centre de 1.5 par 1 kpc (indiqué ici en bleu), décentré de 0,5 kpc par rapport au noyau de la galaxie. Les deux anneaux sont interprétés comme des ondes de densité produites par une collision presque frontale. Le candidat le plus probable est la galaxie naine voisine M 32, qui apparaît très faible sur cette image, car elle n’a pas beaucoup de poussière. Spitzer a en effet dévoilé un indice jusque là invisible aux yeux des chercheurs : la présence d’un second anneau de gaz et de poussières au sein de M 31 beaucoup plus petit que le premier. Celui-ci est interne et son centre est décalé de 0,5 kpc par rapport au noyau galactique. En fait, cet anneau constituerait la deuxième vague d’une onde provoquée par un choc colossal, se propageant du centre de la galaxie vers les régions extérieures : un peu comme lorsque l’on jette une pierre dans l’eau. A cette échelle galactique, seule la collision de M 31 avec une autre galaxie peut expliquer la présence de ces deux anneaux de poussières et de gaz, tous deux excentrés par rapport au noyau galactique. Mais alors quel est le coupable ? A l’aide de simulations numériques, l’équipe internationale de chercheurs montre qu’il s’agirait de la galaxie M 32, aujourd’hui une proche voisine d’Andromède. Les indices concernant la taille, la masse et la distance de M 32 par rapport à M 31, confirment l’hypothèse d’un choc entre les deux galaxies. M 32 ne peut plus se cacher, elle a été identifiée comme étant la coupable !

Figure 2 : Morphologie du gaz produite dans des simulations d’une collision presque frontale entre M 31 et M 32. Ce modèle àN-corps prend en compte l’interaction gravitationelle entre les étoiles, la matière noire, la dissipation du gaz interstellaire, la formation d’étoiles. La ligne pointillée rouge indique l’orbite de M 32 ; le lieu de l’impact se situe très proche de l’axe polaire de M 31. Les époques a, b, et c correspondent àt= 35 million d’années (Myr) avant la collision, 100 et 210 Myr après l’impact ; la dernière époque montre aussi la position de M 32 aujourd’hui. Toutes les images sont projetées à77 degrés pour une comparaison directe avec Figure 1. L’image c montre le centre de M 31 incliné d’un angle de 30 degrés par rapport au disque principal, en accord avec les observations. Les deux ondes de densité en forme d’anneaux (toutes les deux décentrées par rapport au noyau) sont bien reproduites, ainsi que le trou dans l’anneau externe. L’image d montre la morphologie du gaz àt=210 Myr en partant des mêmes conditions initiales mais modélisée sans la collision ; aucun anneau n’est alors produit. Le rapport de masse initial pour le compagnon M 32 est 1/10ème de M 31 (ou 1/13ème en excluant la matière noire). M 32 serait aujourd’hui àune distance de 35 kpc de M 31 et àune latitude galactique d’environ 45 degrés, ce qui est pleinement compatible avec sa position observée aujourd’hui.

Par ailleurs, Andromède étant proche de notre Galaxie, cette découverte constitue une remarquable opportunité d’étudier plus précisément les conséquences des collisions entre galaxies. Film : Développement des ondes de densité en anneau dans le disque spiral d’Andromède.

Référence : An almost head-on collision as the origin of two off-centre rings in the Andromeda galaxy Block D.L.(1), Bournaud F.(2,3), Combes F.(2), Groess R.(1), Barmby P.(4), Ashby M.L.N.(4), Fazio G.G.(4), Pahre M.A.(4), Willner S.P.(4) 2006, Nature, 19th October, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610543 (1) Anglo American Cosmic Dust Laboratory, School of Computational and Applied Mathematics, University of the Witwatersrand, Private Bag 3, WITS, 2050, South Africa (2) Observatoire de Paris, LERMA, 61 Av. de l’Observatoire, F-75014 Paris, France (3) SAp-CEA, Orme des Merisiers, F-91191 Gif-sur-Yvette, France (4)Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden St., Cambridge, Massachusetts 02138, USA Communiqué de presse écrit par Cyrille Baudouin, avec le soutien de la SF2A (Société Française d’Astronomie et d’Astrophysique) Voir aussi : le communiqué de presse du C.N.R.S. le communiqué de presse du C.E.A. celui du Center for Astrophysics, Harvard

Contact Frédéric Bournaud (Observatoire de Paris, LERMA, et CEA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

Andromeda, the nearest spiral galaxy of our Milky Way, is still concealing a lot of riddles. One of these is the dust and gas morphology and astronomers are trying to solve this problem since twenty years. Indeed, how to explain a warped ring whose center is offset by 0.5 kpc from the galaxy nucleus, and seen at both optical and radio wavelengths in the outer region of Andromeda ? Thanks to near and mid-infrared images provided by the Spitzer Space Telescope, a scientific international team found the solution.

Figure 1 : Emission of warm dust grains and macromolecules in the interstellar medium of the Andromeda Galaxy M 31 observed with the Infrared Array Camera on board the Spitzer Space Telescope. M 31 clearly possesses two rings. Apart from the famous outer dust ring seen at a radius of 10 kpc (underlined here in green), this map reveals a second 1.5 by 1 kpc inner dust ring (indicated here in blue), offset by approximately 0.5 kpc from the galaxy nucleus. Both rings are interpreted to be density waves induced by an almost head-on collision. The most likely candidate is the dwarf companion galaxy M 32, which appears faint in this image because it has little dust.

Spitzer gives a special clue which was invisible until now : a second ring constituted of dust and gas inside M 31 and smaller than the previous one. This one is located in the inner region and its center is also offset by 0.5 kpc from the galaxy nucleus. Actually, this ring would be the second ripple of a wave propagating from the center of the galaxy to the outer region and caused by a huge event, just like a stone thrown in the water. At this galactic scale, only a collision between M 31 and a companion could explain these two rings, both of them off-centered from the galactic nucleus. If so, who is the culprit ? The international scientific team, with numerical simulations, shows that the nearest neighbour of Andromeda, the galaxy M 32, would be a good candidate. The growth, the mass and the distance between M 32 and M 31, all these clues are totally compatible with the hypothesis of a collision between the two galaxies. M 32 can not hide anymore, the culprit has been found !

Figure 2 : Gas morphology produced by simulations of a head-on encounter between M 31 and M 32. These N-body models include the gravitational dynamics of stars, dark matter, the dissipation of gas and the formation of stars. The dashed red line demarcates the orbit of M 32 ; the locale of impact lies very close to the polar axis of M 31. Snapshots a, b, and c occur at t= 35 million years (Myr) prior to collision and at 100 and 210 Myr post impact ; the latter snapshot also shows the position of M 32 as we see it today. All snapshots are with the disk viewed at an inclination angle of 77 degrees for direct comparison with Figure 1. Snapshot c shows the central region of M 31 warped by a tilt angle of 30 degrees with respect to the main disk plane in accord with observations. The two ring-like waves (both offset from the galaxy center) are seen, as is the hole in the outer ring. Snapshot d shows the gas morphology at t=210 Myr starting from the same initial disk conditions but modeled without a collision ; no density-wave rings are generated. The initial mass ratio for the companion M 32 is 1/10th that of M 31 (or 1/13th excluding dark matter). M 32 would now be located at a distance of 35 kpc and at a galactic latitude of about 45 degrees, which is fully compatible with its observed position.

Moreover, as Andromeda is located in the neighbourhood of our galaxy, this discovery is a great opportunity to study more precisely the consequences of galaxy collisions.

Movie : Development of ring density waves in the spiral disk of Andromeda.

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Reference : An almost head-on collision as the origin of two off-centre rings in the Andromeda galaxy Block D.L.(1), Bournaud F.(2,3), Combes F.(2), Groess R.(1), Barmby P.(4), Ashby M.L.N.(4), Fazio G.G.(4), Pahre M.A.(4), Willner S.P.(4) 2006, Nature, 19th October, http://arxiv.org/abs/astro-ph/0610543 (1) Anglo American Cosmic Dust Laboratory, School of Computational and Applied Mathematics, University of the Witwatersrand, Private Bag 3, WITS, 2050, South Africa (2) Observatoire de Paris, LERMA, 61 Av. de l’Observatoire, F-75014 Paris, France (3) SAp-CEA, Orme des Merisiers, F-91191 Gif-sur-Yvette, France (4)Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden St., Cambridge, Massachusetts 02138, USA Press release written by Cyrille Baudouin, with the support of SF2A (Société Française d’Astronomie et d’Astrophysique) See also : the press release from C.N.R.S. the press release from C.E.A. that of Center for Astrophysics, Harvard

Contact Frédéric Bournaud (Observatoire de Paris, LERMA, et CEA) Francoise Combes (Observatoire de Paris, LERMA, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013