Il est nécessaire d’observer le gaz moléculaire dans les galaxies en fonction de l’époque cosmique, pour comprendre comment les galaxies ont transformé leur gaz en étoiles. Pour explorer l’évolution de la fraction de gaz froid, l’équipe a choisi deux échantillons de galaxies formant des étoiles (SFGs) dans les mêmes gammes de masse et de taux de formation d’étoiles : une au redshift z 1.2 (5.5 milliards d’années après le Big Bang) et l’autre à z 2.3 (3 milliards d’années). Ces galaxies ont été sélectionnées pour être des galaxies massives "normales", pas des "starbursts" dus à des fusions de galaxies. Avec l’interféromètre de l’IRAM, 19 galaxies ont été observées, 10 à z 2 et 9 à z 1. Pour 14 SFGs il y a des détections solides aux deux redshifts, et pour la première fois à z>2. Dans 5 galaxies l’émission est marginale ou n’est pas détectée, ou pourrait être du continuum plutôt que de la raie d’émission.

Figure 1 : Un des objets de l’échantillon à z=1.2 : la galaxie EGS1305123 au redshift z=1.12. Gauche : Superposition de la carte de la raie CO (en rouge, obtenue avec l’interféromètre de l’IRAM), avec les images en bande I (en vert) et bande V (en bleu) obtenues avec le télescope spatial Hubble. La raie de CO(3-2) est décalée à la longueur d’onde de 2mm, et bénéficie d’une résolution spatiale de 0.6" x0.7" (lobe indiqué par l’ellipse hachée grise). Droite : Champ de vitesse de la galaxie : le bleu indique la vitesse négative (approche), et le rouge la vitesse positive (éloignement).

L’hydrogène moléculaire froid (H2) ne rayonne pas, il est tracé par la molécule la plus abondante après H2, le monoxyde de carbone CO. La carte de la raie CO(3-2) dans EGS1305123 (z=1.12) est comparée sur la Figure 1 aux cartes optiques obtenues avec le télescope spatial Hubble. Ce système ressemble à un grand disque de galaxie spirale, vu presque de face. L’émission de CO est fragmentée, mais s’étend sur le disque entier, avec une concentration forte du gaz près du noyau et des bras spiraux. Les fragments sont semblables, bien que plus grands, aux grand nuages de gaz moléculaire dans les galaxies spirales locales. La dynamique du CO trace un disque en rotation ordonnée, avec une vitesse maximum de rotation de 200 km/s. Le fait que le disque moléculaire est en rotation tranquille (et non perturbé comme dans le cas d’une fusion de galaxies), avec des condensations semblables aux nuages moléculaires des galaxies voisines, suggère d’utiliser un facteur de conversion normal entre l’émission de CO et la densité de H2. Les fractions de gaz moléculaires qui sont déduites, définies comme le rapport de la masse de gaz à la somme des masses du gaz et des étoiles, vont de 0.2 à 0.8, avec une moyenne de 0.44 à z=1-2, i.e. 3 à 10 fois plus grandes que dans les galaxies locales de même masse. Le présent relevé fournit ainsi l’évidence directe que les galaxies distantes sont beaucoup plus riches en gaz que les galaxies locales, pour la même masse totale. Bien que l’échantillon à z=1.2 ait une fraction de gaz inférieure à celle de z=2.3, la consommation de gaz est si rapide avec le taux de formation d’étoiles mesuré, que les fractions de gaz observées impliquent un apport continu de gaz froid pour maintenir le niveau de gaz moléculaire des galaxies.

Figure 2 : Taux de formation d’étoiles (SFR) versus masse stellaire M*, pour les galaxies à z=1.2 (Gauche), et z=2.3 (Droite). Les galaxies observées en CO sont identifiées par les symboles colorés. Le meilleur ajustement (ligne rouge) est SFR proportionnel à M*0.8 (1+z)2.7. Les pentes des deux lignes rouges sont les mêmes (0.8) sur les deux graphiques. Les droites dérivent l’une de l’autre par une translation verticale représentant un facteur 3, provenant de la dépendance en (1+z). Celle-ci est surtout due à l’abondance de gaz, et aussi à une légère variation de l’efficacité de formation d’étoiles avec le temps.

En résumé, ce travail démontre que les grands taux de formation d’étoiles à z 1-2 sont la conséquence des grands réservoirs moléculaires de gaz et non d’une plus grande efficacité de formation d’étoiles. (cf Figure 2). Ces observations sont une première étape vers la compréhension de l’évolution de l’accrétion de gaz en fonction du temps cosmique, qui va progresser considérablement avec l’instrument Atacama Large Millimetre Array (ALMA), en construction au Chili. Voir aussi Communiqué de presse de l’INSU, l’IRAM, MPE

Référence

L.J.Tacconi (1), R.Genzel (1,2), R.Neri (3), P.Cox (3), M.C.Cooper (4,5), K.Shapiro (6), A.Bolatto (7), N.Bouché (1), F.Bournaud (8), A.Burkert (9,10), F.Combes (11), J.Comerford (6), M.Davis (6), N.M. Förster Schreiber (1), S.Garcia-Burillo (12), J.Gracia-Carpio (1), D.Lutz (1), T.Naab (9), A.Omont (13), A.Shapley (14), A.Sternberg (15) & B.Weiner (4) : High molecular gas fractions in normal massive star forming galaxies in the young Universe Nature, 10 Février 2010 (1) MPE, Garching, Germany — (2) Berkeley, USA — (3) IRAM, Grenoble, France — (4) Tucson, USA — (5) Spitzer Fellow — (6) Berkeley, USA — (7) Maryland, USA — (8) CEA/Saclay, France — (9) Univ München, Germany — (10) Max-Planck-Fellow — (11) LERMA, Obs-Paris, France — (12) OAN, Madrid, Spain — (13) IAP, Paris, France — (14) Los Angeles, USA — (15) Tel Aviv, Israel —

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

Dernière modification le 22 février 2013

Observations of molecular gas in galaxies as a function of cosmic epoch are required to understand how galaxies have turned their gas into stars. To explore the evolution of cold gas fractions, the team has selected two samples of star forming galaxies (SFGs) spanning similar ranges in stellar mass and star formation rates : one at redshift z 1.2 (5.5 Gyr after the Big Bang) and the other at z 2.3 (3 Gyr). These galaxies are selected to be .normal. massive galaxies, but not .starbursts. in a brief period of activity due to a merger. With the IRAM interferometer, 19 galaxies were observed, 10 at z 2 and 9 at z 1. For 14 SFGs there are solid detections in both redshift ranges, and for the first time for z>2 SFGs. In 5 galaxies the emission is marginally or not detected, or may be continuum rather than line emission.

Figure 1 : Un des objets de l’échantillon à z=1.2 : la galaxie EGS1305123 au redshift z=1.12. Gauche : Superposition de la carte de la raie CO (en rouge, obtenue avec l’interféromètre de l’IRAM), avec les images en bande I (en vert) et bande V (en bleu) obtenues avec le télescope spatial Hubble. La raie de CO(3-2) est décalée à la longueur d’onde de 2mm, et bénéficie d’une résolution spatiale de 0.6" x0.7" (lobe indiqué par l’ellipse hachée grise). Droite : Champ de vitesse de la galaxie : le bleu indique la vitesse négative (approche), et le rouge la vitesse positive (éloignement).

Cold molecular hydrogen (H2) does not radiate, and is traced by the most abundant molecule after H2, carbon monoxide CO. The CO(3-2) line map in EGS1305123 (z=1.12) is compared in Figure 1 with optical maps obtained with the Hubble Space Telescope. This system looks like a nearly face-on, large spiral disk. The CO emission is clumpy, but extends over the entire disk, with a strong concentration of gas near the nucleus and innermost spiral arms. These clumps are similar to, but larger than conglomerates of molecular gas in z 0 spiral galaxies. The CO dynamics traces an ordered rotating disk pattern with maximum rotation velocity of 200 km/s. The fact that the molecular disk is in a quiet rotating disk (and not in a perturbed merger), with clumps similar to those in nearby galaxies, suggests that a normal conversion factor between the CO emission and H2 densities is justified. The derived molecular gas fractions, defined as the ratio of gas mass to the sum of gas and stellar masses, range from 0.2 to 0.8, with an average of 0.44 at z=1-2. Distant galaxies are 3 to 10 times more gas-rich than nearby galaxies of the same mass. The present survey thus provides direct evidence that high-z galaxies are much more gas rich than local ones, for the same total mass. Although the z=1.2 sample has slightly lower gas fraction than the z=2.3 one, the gas consumption is so rapid at the high measured SFR, that the observed gas fractions imply a large amount of cold gas accretion to replenish galaxies in molecular gas.

Figure 2 : Taux de formation d’étoiles (SFR) versus masse stellaire M*, pour les galaxies à z=1.2 (Gauche), et z=2.3 (Droite). Les galaxies observées en CO sont identifiées par les symboles colorés. Le meilleur ajustement (ligne rouge) est SFR proportionnel à M*0.8 (1+z)2.7. Les pentes des deux lignes rouges sont les mêmes (0.8) sur les deux graphiques. Les droites dérivent l’une de l’autre par une translation verticale représentant un facteur 3, provenant de la dépendance en (1+z). Celle-ci est surtout due à l’abondance de gaz, et aussi à une légère variation de l’efficacité de formation d’étoiles avec le temps.

In summary, this work demonstrates that the large star formation rates at z 1-2 are the consequence of the large molecular gas reservoirs and not of a greater star formation efficiency than at z 0 (cf Figure 2). These observations are a first step towards understanding the evolution of gas supply as a function of cosmic epoch, that will progress considerably with the Atacama Large Millimetre Array (ALMA).

See also press release from INSU, IRAM, MPE

Reference

L.J.Tacconi (1), R.Genzel (1,2), R.Neri (3), P.Cox (3), M.C.Cooper (4,5), K.Shapiro (6), A.Bolatto (7), N.Bouché (1), F.Bournaud (8), A.Burkert (9,10), F.Combes (11), J.Comerford (6), M.Davis (6), N.M. Förster Schreiber (1), S.Garcia-Burillo (12), J.Gracia-Carpio (1), D.Lutz (1), T.Naab (9), A.Omont (13), A.Shapley (14), A.Sternberg (15) & B.Weiner (4) : High molecular gas fractions in normal massive star forming galaxies in the young Universe Nature, 10 February, 2010 (1) MPE, Garching, Germany — (2) Berkeley, USA — (3) IRAM, Grenoble, France — (4) Tucson, USA — (5) Spitzer Fellow — (6) Berkeley, USA — (7) Maryland, USA — (8) CEA/Saclay, France — (9) Univ München, Germany — (10) Max-Planck-Fellow — (11) LERMA, Obs-Paris, France — (12) OAN, Madrid, Spain — (13) IAP, Paris, France — (14) Los Angeles, USA — (15) Tel Aviv, Israel —

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

Dernière modification le 4 mars 2013