La dernière cartographie radio de M 31, l’une des deux galaxies spirales massives du Groupe Local avec la Voie Lactée, datait du début des années 1980. L’interferomètre radio DRAO (Canada) a été utilisé fin 2005 et a permis de révéler un disque d’hydrogène neutre (noté gaz HI) qui s’étend jusqu’à un rayon galactocentrique de 38 kpc (118000 années-lumière), devenant l’observation du disque de M 31 la plus étendue qui existe à l’heure actuelle.

Ces observations ont d’abord permis de découvrir de nombreuses raies d’émission HI dans la majorité du champ de vue, avec parfois jusqu’à cinq composantes de vitesses différentes (Figure 1). Ce phénomène rare suggère une composante gazeuse bien plus complexe que ce qu’on pensait jusqu’à présent, avec par exemple un halo de gaz diffus qui entourerait le disque de M 31, ou bien des extensions de marée ou encore un "warp" (disque gauchi).

Figure 1 : Mise en évidence de composantes de vitesses multiples dans des spectres HI de M 31. De gauche à droite, les spectres sélectionnés montrent 1, 2, 3, 4 et 5 pics dus à plusieurs structures HI sur la ligne de visée. Les courbes rouges représentent les ajustements des pics par un modèle. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

L’analyse du cube de données HI (Figure 2) a permis de découvrir une structure de gaz très diffuse, peu massive (108 masses solaires) et très étendue (d’une taille de 32 kpc en projection sur le plan du ciel) sur les bords du disque HI. Cette structure a la forme d’un "bras spiral", sans contrepartie dans l’autre moitié du disque, et pourrait être un bras de marée. On remarque aussi une extension gazeuse très fine et de forme filamentaire à l’extrémité du disque (représentée par les lettres "Fil." sur la Figure 2). L’analyse de sa cinématique révèle des mouvements de gaz en expansion, ou non circulaire. Là aussi, il pourrait s’agir de la signature d’une interaction gravitationnelle avec une autre galaxie.

Figure 2 : (Image de gauche) Animation illustrant la densité du gaz HI pour chaque vitesse, successivement. Les parties du disque en rotation s’approchant de l’observateur (sud-ouest) ont des vitesses inférieures à -300 km/s tandis que celles qui s’éloignent (nord-est) ont des vitesses supérieures à -300 km/s. La vitesse défile en haut à gauche de l’image. Les zones les plus brillantes (denses) du disque sont représentées par la couleur jaune clair/blanc, les zones les plus faibles (moins denses) par la couleur orange/marron. Le cercle de 30 minutes d’arc correspond au diamètre apparent de la pleine lune. (Image de droite) Bras spiral externe et structure "filamentaire" dans M 31. L’image du haut correspond au diagramme position-vitesse des données, l’image du bas est la carte d’émission totale du gaz HI. La présence du bras spiral externe dans les deux images est notifiée par les tirets, celle de la structure "filamentaire" par les lettres "Fil." Cliquer sur l’image pour l’agrandir

D’autre part, l’analyse du champ de vitesses (Figure 3, àgauche) a permis de quantifier deux variations de l’inclinaison du plan de M 31 : les parties centrales du disque (R < 6 kpc) sont moins inclinées que la moyenne, tandis que la périphérie du disque (R > 27 kpc) apparaît plus inclinée. Ces gauchissements du disque résultent probablement d’interactions avec des galaxies voisines. Une collision avec la galaxie elliptique naine M 32 pourrait expliquer le gauchissement central et une interaction avec NGC 205 le gauchissement externe.

Enfin, il est montré pour la première fois que la vitesse de rotation de M 31 augmente dans ses parties externes, à partir de R = 30 kpc (Figure 3, àdroite). Des anciennes mesures moins étendues et moins précises que les nouvelles observations avaient montré que la vitesse semblait être constante à grand rayon.

Figure 3 : (Image de gauche) Carte composite de l’émission totale et des vitesses radiales du gaz HI de M 31. Les parties internes du disque sont plus brillantes (plus denses) que les régions externes. Les couleurs magenta/bleu indiquent la partie qui s’approche de l’observateur, tandis que les couleurs rouge/orange indiquent la partie qui s’éloigne. Le gradient de couleur correspond au gradient de vitesse indiqué en Figure 2, de -600 à -50 km/s. Le cercle de 30 minutes d’arc correspond au diamètre de la pleine lune. (Image de droite) Courbe de rotation de M 31. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

L’analyse de la dynamique de M 31 à partir de la courbe de rotation montre que la masse de la matière sombre est 4 fois plus grande que celle de la matière baryonique (étoiles, gaz atomique et moléculaire, trou noir central supermassif). La masse de M 31 mesurée au dernier point de la courbe de rotation R=38 kpc est M 5×1011 masses solaires. Sa masse totale (i.e. celle extrapolée au rayon de viriel du halo de matière sombre) est Mtot 1012 masses solaires. La galaxie d’Andromède et notre Voie Lactée ont une masse totale identique !

Référence HI kinematics and dynamics of Messier 31 Laurent Chemin, Claude Carignan and Tyler Foster The Astrophysical Journal, 2009, 705, 1395

Contact

Laurent Chemin (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 22 février 2013

The latest 21-cm maps of M 31, one of the two most massive spirals in the Local Group with the Milky Way, had been done in the early 1980’s. The DRAO synthesis telescope (Canada) has been used in 2005 and has allowed the detection of neutral hydrogen (or HI gas) up to a galactocentric radius of 38 kpc (118000 light-years). As of date, it is the most extended observation of the HI disc of M 31.

These observations have first allowed the detection of many HI emission peaks in the vast majority of the field-of-view, sometimes with up to five different velocity components (Figure 1). This rare phenomenon suggests that the gaseous distribution of M 31 is more complex than previously thought. This could be due to e.g. a warped disc, or to the presence of a halo of diffuse gas that would embed the M 31 disc or even tidal features.

Figure 1 : Mise en évidence de composantes de vitesses multiples dans des spectres HI de M 31. De gauche à droite, les spectres sélectionnés montrent 1, 2, 3, 4 et 5 pics dus à plusieurs structures HI sur la ligne de visée. Les courbes rouges représentent les ajustements des pics par un modèle. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Then, from the analysis of the HI datacube (Figure 2) it has been discovered a new HI structure in the disc outskirts. It is a very diffuse, extended (32 kpc long in projection onto the sky plane) and low mass (108 solar masses) structure. It has no counterpart in the opposite side of the disc and looks like a tidal spiral arm. One also notices a very thin and filamentary extension at the disc end (shown by the letters "Fil." on Figure 2). The analysis of its kinematics reveals outflowing gas motions, or noncircular motions. Here again it could be the signature of a tidal interaction with another galaxy.

Figure 2 : (Image de gauche) Animation illustrant la densité du gaz HI pour chaque vitesse, successivement. Les parties du disque en rotation s’approchant de l’observateur (sud-ouest) ont des vitesses inférieures à -300 km/s tandis que celles qui s’éloignent (nord-est) ont des vitesses supérieures à -300 km/s. La vitesse défile en haut à gauche de l’image. Les zones les plus brillantes (denses) du disque sont représentées par la couleur jaune clair/blanc, les zones les plus faibles (moins denses) par la couleur orange/marron. Le cercle de 30 minutes d’arc correspond au diamètre apparent de la pleine lune. (Image de droite) Bras spiral externe et structure "filamentaire" dans M 31. L’image du haut correspond au diagramme position-vitesse des données, l’image du bas est la carte d’émission totale du gaz HI. La présence du bras spiral externe dans les deux images est notifiée par les tirets, celle de la structure "filamentaire" par les lettres "Fil." Cliquer sur l’image pour l’agrandir

Furthermore, the analysis of the velocity field (Figure 3, left) has allowed to quantify two variations of the inclination of the M 31 plane : the central parts of the disc (R < 6 kpc) are less inclined than the average, while the disc outskirts (R > 27 kpc) appear more inclined. These warps likely result from tidal interactions with neighbouring galaxies. A collision with the dwarf elliptical Messier 32 could explain the central warp, and an interaction with another dwarf galaxy, NGC 205, could explain the outer warp.

Finally, it is shown for the first time that the rotation velocity of the M 31 disc increases in its outer regions, from R = 30 kpc (Figure 3, right). Previous less extended and less accurate measurements had shown that the velocity seemed to be constant at large radius, which is not verified any more.

Figure 3 : (Image de gauche) Carte composite de l’émission totale et des vitesses radiales du gaz HI de M 31. Les parties internes du disque sont plus brillantes (plus denses) que les régions externes. Les couleurs magenta/bleu indiquent la partie qui s’approche de l’observateur, tandis que les couleurs rouge/orange indiquent la partie qui s’éloigne. Le gradient de couleur correspond au gradient de vitesse indiqué en Figure 2, de -600 à -50 km/s. Le cercle de 30 minutes d’arc correspond au diamètre de la pleine lune. (Image de droite) Courbe de rotation de M 31. Cliquer sur l’image pour l’agrandir

The analysis of the dynamics of M 31 from the rotation curve shows that the dark matter component is four times more massive than the baryonic matter (stars, atomic and molecular gas, central supermassif black hole). The M 31 mass derived at the last data point of the rotation curve (R=38 kpc) is M 5×1011 solar masses. Its total mass (the one extrapolated at the virial radius of the dark matter halo) is Mtot 1012 solar masses. The Andromeda galaxy and the Milky Way seem to have an identical total mass !

Reference HI kinematics and dynamics of Messier 31 Laurent Chemin, Claude Carignan and Tyler Foster The Astrophysical Journal, 2009, 705, 1395

Contact

Laurent Chemin (Observatoire de Paris, GEPI, et CNRS)

Dernière modification le 4 mars 2013