Astronomie

Explication de la première étoile à neutrons en rotation détectée dans la galaxie d'Andromède ?

Explication de la première étoile à neutrons en rotation détectée dans la galaxie d'Andromède ?


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Une nouvelle classe d'étoiles à neutrons a été découverte dans la galaxie d'Andromède (M31). C'est la première fois qu'une étoile à neutrons tournants est détectée par les astronomes dans M31. L'article indique-

Les « pulsars » peuvent être trouvés dans les couples stellaires, l'étoile à neutrons cannibalisant sa voisine. Cela peut conduire à une rotation plus rapide de l'étoile à neutrons et à des impulsions de rayons X de haute énergie provenant de gaz chauds qui sont canalisées vers l'étoile à neutrons.

"Ce pourrait être ce que nous appelons un" pulsar binaire à rayons X de faible masse particulier " - dans lequel l'étoile compagnon est moins massive que notre Soleil - ou bien un système binaire de masse intermédiaire avec un compagnon d'environ deux masses solaires", a déclaré Paolo Esposito de l'INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, Milan, Italie.

Bien que la nature précise du système reste incertaine, les données impliquent qu'il est inhabituel et exotique. http://www.astronomy.com/news/2016/04/andromedas-first-spinning-neutron-star-has-been-found

Question- Le compagnon de cette Spinning Neutron Star ne serait-il pas du tout une étoile mais un trou noir ? Cela pourrait expliquer le spin inhabituel et le fait que toutes les étoiles à neutrons ne consomment pas d'autres étoiles compagnons binaires, mais plutôt qu'un trou noir est en train de consommer les étoiles à neutrons.

Le trou noir peut dévorer toute l'énergie externe de n'importe quelle étoile active, ne laissant que le noyau dense de métaux lourds qui finira par se refroidir complètement, créant ainsi la naine brune rouge. Les supernovae ne dérivent jamais d'étoiles à neutrons mourantes mais plutôt de collisions d'étoiles binaires.


Dans l'article, il est noté que le partenaire a moins de masse que le soleil, ou peut-être jusqu'à environ deux fois la masse du soleil (toute une gamme d'incertitude là-bas !) Il n'est pas clair, d'après l'article comment ils ont fait ces calculs, la mesure de le doppler se déplace pour obtenir la vitesse orbitale, je suppose.

La masse suggérée n'est pas particulièrement petite, il existe des systèmes binaires de pulsars dans lesquels le secondaire est un centième de la masse du soleil, et pourraient être considérés comme des planètes.

Cependant, cela exclut un compagnon de trou noir, qui aurait une masse d'au moins 3 masses solaires (et plus probablement plus de 5). Il n'est pas nécessaire d'émettre l'hypothèse d'un trou noir pour expliquer le spin.

Les dernières phrases de votre question n'ont aucun sens pour moi.


Trouvé : la première étoile à neutrons en rotation d'Andromède

Des décennies de recherches dans la galaxie «jumelle» voisine de la Voie lactée, Andromède, ont finalement porté leurs fruits, avec la découverte d'une race insaisissable de cadavres stellaires, une étoile à neutrons, par le télescope spatial XMM-Newton de l'ESA.

Andromède, ou M31, est une cible populaire parmi les astronomes. Sous un ciel clair et sombre, il est même visible à l'œil nu. Sa proximité et sa similitude de structure avec notre propre galaxie spirale, la Voie lactée, en font un laboratoire naturel important pour les astronomes. Il a été largement étudié pendant des décennies par des télescopes couvrant l'ensemble du spectre électromagnétique.

Bien qu'extrêmement bien étudiée, une classe particulière d'objets n'avait jamais été détectée : les étoiles à neutrons en rotation.

Les étoiles à neutrons sont les restes petits et extraordinairement denses d'une étoile autrefois massive qui a explosé en tant que puissante supernova à la fin de sa vie naturelle. Ils tournent souvent très rapidement et peuvent balayer des impulsions de rayonnement régulières vers la Terre, comme une balise de phare semblant clignoter pendant sa rotation.

Ces « pulsars » peuvent être trouvés dans des couples stellaires, l'étoile à neutrons cannibalisant sa voisine. Cela peut conduire à une rotation plus rapide de l'étoile à neutrons et à des impulsions de rayons X à haute énergie provenant de gaz chauds qui sont canalisées vers le bas des champs magnétiques vers l'étoile à neutrons.

Les systèmes binaires hébergeant une étoile à neutrons comme celle-ci sont assez courants dans notre propre galaxie, mais des signaux réguliers provenant d'un tel appariement n'avaient jamais été vus auparavant dans Andromède.

Maintenant, des astronomes cherchant systématiquement dans les archives des données du télescope à rayons X XMM-Newton ont découvert le signal d'une source inhabituelle correspondant à la facture d'une étoile à neutrons à rotation rapide.

Il tourne toutes les 1,2 secondes et semble se nourrir d'une étoile voisine qui l'orbite tous les 1,3 jours.

"Nous nous attendions à détecter des signaux périodiques parmi les objets à rayons X les plus brillants d'Andromède, conformément à ce que nous avons déjà trouvé dans les années 1960 et 1970 dans notre propre galaxie", explique Gian Luca Israel, de l'INAF-Osservatorio Astronomica di Roma, Italie , l'un des auteurs de l'article décrivant les résultats, « Mais les pulsars à rayons X persistants et brillants comme celui-ci sont encore quelque peu particuliers, il n'était donc pas totalement sûr que nous en trouvions un à Andromède.

"Nous avons examiné les données d'archives d'Andromède couvrant la période 2000-13, mais ce n'est qu'en 2015 que nous avons finalement pu identifier cet objet dans la spirale externe de la galaxie dans seulement deux des 35 mesures."

Bien que la nature précise du système reste incertaine, les données impliquent qu'il est inhabituel et exotique.

"Cela pourrait être ce que nous appelons un" pulsar binaire à rayons X de faible masse particulier " - dans lequel l'étoile compagnon est moins massive que notre Soleil - ou bien un système binaire de masse intermédiaire, avec un compagnon d'environ deux masses solaires, », déclare Paolo Esposito de l'INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, Milan, Italie.

"Nous devons acquérir plus d'observations du pulsar et de son compagnon pour aider à déterminer quel scénario est le plus probable."

« La célèbre galaxie d'Andromède a longtemps été une source de découvertes passionnantes, et maintenant un signal périodique intrigant a été détecté par notre mission phare à rayons X », ajoute Norbert Schartel, scientifique du projet XMM-Newton de l'ESA.

"Nous sommes maintenant mieux placés pour découvrir plus d'objets comme celui-ci à Andromède, à la fois avec XMM-Newton et avec de futures missions telles que l'observatoire à haute énergie de nouvelle génération de l'ESA, Athena."

"EXTraS discovery of an 1.2-s X-ray pulsar in M31" par P. Esposito et al, est publié dans le Avis mensuels de la Royal Astronomical Society, Volume 457, pp L5-L9, Numéro 1 21 mars 2016.

EXTraS, Exploring the X-ray Transient and variable Sky, est un projet financé par la Commission européenne au titre du 7e PC visant à explorer systématiquement le contenu des données XMM-Newton dans le domaine temporel qui sont communiquées à la communauté astronomique.

La source détectée dans les données EXTraS est identifiée comme 3XMM J004301.4+413017.


La première étoile à neutrons en rotation d'Andromède repérée

Malgré des études approfondies de la galaxie d'Andromède au cours des dernières décennies, les astronomes n'avaient pas été en mesure de localiser un type inhabituel d'étoile connue sous le nom de neutron en rotation : jusqu'à maintenant.

Ce concours est maintenant terminé

Publié : 5 avril 2016 à 12h00

Les astronomes ont repéré la première étoile à neutrons en rotation jamais observée dans la galaxie d'Andromède à proximité.

Andromède est un objet préféré des observateurs en raison de sa proximité et de sa similitude avec les nôtres, et a été étudiée pendant des décennies par des astronomes à la recherche d'indices sur la formation et l'évolution de la Voie lactée.

Mais malgré cette étude approfondie, aucune observation n'avait encore été faite d'une étoile à neutrons en rotation à Andromède, jusqu'à présent.

Les étoiles à neutrons sont les restes très denses d'une étoile massive après son explosion en supernova. Ils tournent souvent à une vitesse incroyable, envoyant des impulsions de rayonnement vers la Terre appelées « pulsars ».

Souvent, les étoiles à neutrons font partie d'un couple stellaire et se nourrissent de leur partenaire, ce qui accélère la rotation de l'étoile à neutrons.

Ces étoiles à neutrons en rotation sont courantes dans la Voie lactée, mais ont échappé aux astronomes qui les cherchaient à Andromède.

Aujourd'hui, un de ces candidats a été trouvé après une recherche rigoureuse des données du télescope à rayons X XMM-Newton.

L'étoile tourne toutes les 1,2 secondes et semble se nourrir d'une autre étoile qui tourne autour d'elle tous les 1,3 jours.

« Nous nous attendions à détecter des signaux périodiques parmi les objets à rayons X les plus brillants d'Andromède, conformément à ce que nous avons déjà trouvé dans les années 1960 et 1970 dans notre propre galaxie », explique Gian Luca Israel de l'INAF-Osservatorio Astronomica di Roma, Italie.

"Mais les pulsars à rayons X persistants et brillants comme celui-ci sont encore quelque peu particuliers, il n'était donc pas totalement sûr que nous en trouvions un à Andromède.

"Nous avons examiné les données d'archives d'Andromède couvrant la période 2000-13, mais ce n'est qu'en 2015 que nous avons finalement pu identifier cet objet dans la spirale externe de la galaxie dans seulement deux des 35 mesures."

Saviez-vous que la galaxie d'Andromède est sur le point de fusionner avec la Voie lactée dans un avenir lointain ? Découvrez-en plus dans notre guide de la collision Andromède-Voie lactée.


Découverte de la première étoile à neutrons en rotation d'Andromède

Par une nuit claire, loin des lumières vives d'une ville, vous pouvez voir la tache de la galaxie d'Andromède à l'œil nu. Avec un télescope d'arrière-cour, vous pouvez bien observer la galaxie sœur de la Voie lactée. Avec de puissants observatoires, il est possible de voir au plus profond d'Andromède, ce que les astronomes font depuis des décennies.

Maintenant, les astronomes passant au peigne fin les données du télescope spatial XMM Newton de l'ESA ont trouvé quelque chose de rare, du moins pour Andromède, une étoile à neutrons en rotation. Bien que ces objets soient communs dans la Voie lactée (les astronomes pensent qu'il y en a plus de 100 millions), c'est le premier découvert à Andromède.

Une étoile à neutrons est le vestige d'une étoile massive devenue supernova. Ce sont les objets stellaires les plus petits et les plus denses connus. Les étoiles à neutrons sont entièrement constituées de neutrons et n'ont aucune charge électrique. Ils tournent rapidement et peuvent émettre de l'énergie électromagnétique.

Si l'étoile à neutrons est orientée vers la Terre de la bonne manière, nous pouvons détecter leur énergie émise sous forme d'impulsions. Considérez-les comme des phares, avec leur faisceau balayant la Terre. Les impulsions d'énergie ont été détectées pour la première fois en 1967 et ont reçu le nom de pulsar. En fait, nous avons découvert les pulsars avant de savoir que les étoiles à neutrons existaient.

De nombreuses étoiles à neutrons, dont celle-ci, existent dans des systèmes binaires, ce qui les rend plus faciles à détecter. Ils cannibalisent leur étoile compagne, aspirant le gaz de la compagne dans leurs champs magnétiques. Ce faisant, ils émettent des impulsions de haute énergie d'énergie de rayons X.

L'étoile en question, que les astronomes, avec leur flair caractéristique pour le langage, ont nommé 3XMM J004301.4+413017, tourne rapidement : une fois toutes les 1,2 secondes. L'étoile voisine l'orbite une fois tous les 1,3 jours. Bien que ces faits soient connus, une compréhension plus détaillée de l'étoile devra attendre une analyse plus approfondie. Mais 3XMM J004301.4+413017 semble être un objet exotique.

"Cela pourrait être ce que nous appelons un" pulsar binaire à rayons X de faible masse particulier " - dans lequel l'étoile compagnon est moins massive que notre Soleil - ou bien un système binaire de masse intermédiaire, avec un compagnon d'environ deux masses solaires, », déclare Paolo Esposito de l'INAF-Istituto di Astrofisica Spaziale e Fisica Cosmica, Milan, Italie. "Nous devons acquérir plus d'observations du pulsar et de son compagnon pour aider à déterminer quel scénario est le plus probable."

"Nous sommes maintenant en meilleure position pour découvrir plus d'objets comme celui-ci à Andromède, à la fois avec XMM-Newton et avec de futures missions telles que l'observatoire de haute énergie de nouvelle génération de l'ESA, Athena", a ajouté Norbert Schartel, du projet XMM-Newton de l'ESA. scientifique.

Cette découverte est le résultat d'EXTraS, un projet européen qui passe au peigne fin les données XMM Newton. "EXTraS discovery of an 1.2-s X-ray pulsar in M31" par P. Esposito et al, est publié dans les Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 457, pp L5-L9, Issue 1 March 21, 2016.


Des astrophysiciens étudient un pulsar « rajeunissant » dans une galaxie voisine

Le pulsar à rayons X à rotation la plus lente d'un amas d'étoiles globulaire a été découvert dans la galaxie d'Andromède. Cet objet est une petite étoile à neutrons très dense tirant le gaz d'une étoile compagne. La chute de gaz forme un point chaud brillant à la surface de l'étoile à neutrons, ce qui crée un effet de phare, car l'étoile à neutrons tourne toutes les 1,2 secondes. Crédit : A. Zolotov

Les scientifiques de l'Université d'État Lomonossov de Moscou ont publié les résultats d'une étude sur le pulsar ultra-lent XB091D unique. On pense que cette étoile à neutrons a capturé un compagnon il y a seulement un million d'années, et depuis lors, a lentement restauré sa rotation rapide. Le jeune pulsar est situé dans l'un des plus anciens amas d'étoiles globulaires de la galaxie d'Andromède, où l'amas aurait pu être autrefois une galaxie naine.

De jeunes étoiles massives meurent, explosant sous forme de supernovae brillantes. Au cours de ce processus, ils rejettent des couches externes de matériau et le noyau se rétrécit, devenant généralement une étoile à neutrons compacte et super dense. Fortement magnétisés, ceux-ci tournent rapidement, faisant des centaines de tours par seconde, mais finissent par perdre leur énergie de rotation et ralentir, émettant des faisceaux étroits de particules. Ils émettent une émission radio focalisée qui traverse périodiquement la Terre, créant l'effet d'une source à pulsations régulières, souvent avec une période de milliseconde.

Afin de lui redonner sa jeunesse et d'accélérer sa rotation, le pulsar peut s'apparier avec une étoile ordinaire. Après s'être associées pour former un système binaire, l'étoile à neutrons commence à extraire de la matière de l'étoile, formant un disque d'accrétion chaud autour d'elle. Plus près de l'étoile à neutrons, le disque gazeux est déchiré par le champ magnétique de l'étoile à neutrons, et la matière s'y écoule, formant un "point chaud" - la température atteint ici des millions de degrés et le point rayonne dans le X -spectre des rayons. Une étoile à neutrons en rotation peut alors être vue comme un pulsar à rayons X, tandis que la matière qui continue à y tomber accélère la rotation.

Depuis quelque 100 000 ans – un simple clin d'œil dans l'histoire de l'univers – le vieux pulsar, qui a déjà ralenti à une révolution toutes les quelques secondes, peut à nouveau tourner des milliers de fois plus vite. Un événement aussi rare a été observé par une équipe d'astrophysiciens de l'Université d'État Lomonossov de Moscou, conjointement avec des collègues italiens et français. Le pulsar à rayons X connu sous le nom de XB091D a été découvert aux premiers stades de son « rajeunissement » et s'avère être le plus lent de tous les pulsars d'amas globulaires connus à ce jour. L'étoile à neutrons effectue un tour en 1,2 seconde, soit plus de 10 fois plus lentement que le précédent détenteur du record. Selon les scientifiques, l'accélération du pulsar a commencé il y a moins d'un million d'années.

La découverte a été faite à l'aide d'observations recueillies par l'observatoire spatial XMM-Newton entre 2000 et 2013, qui ont été combinées par des astronomes de l'Université d'État Lomonossov de Moscou dans une base de données en ligne ouverte. L'accès à des informations sur environ 50 milliards de photons de rayons X a déjà permis à des scientifiques de différents pays de découvrir un certain nombre d'objets auparavant inaperçus. Parmi eux se trouvait le pulsar XB091D, qui a également été remarqué par un autre groupe d'astronomes italiens, qui a publié ses résultats il y a plusieurs mois. XB091D n'est que le deuxième pulsar trouvé en dehors de notre galaxie et de ses satellites les plus proches, bien que deux autres pulsars de ce type aient été détectés par la suite à l'aide du même catalogue en ligne.

Le pulsar à rayons X à rotation la plus lente d'un amas d'étoiles globulaire a été découvert dans la galaxie d'Andromède. Cet objet est une petite étoile à neutrons très dense tirant le gaz d'une étoile compagne. La chute de gaz forme un point chaud brillant sur la surface de l'étoile à neutrons, ce qui crée un effet de phare, car l'étoile à neutrons tourne toutes les 1,2 secondes. Crédit : A. Zolotov

Les résultats de la première analyse complète de la source de rayons X XB091D sont présentés dans un article publié par Ivan Zolotukhin, chercheur à l'Université d'État Lomonossov de Moscou, et ses co-auteurs dans Le Journal d'Astrophysique.

« Les détecteurs de XMM-Newton ne détectent qu'un photon de ce pulsar toutes les cinq secondes. Par conséquent, la recherche de pulsars parmi les nombreuses données de XMM-Newton peut être comparée à la recherche d'une aiguille dans une botte de foin », explique Ivan Zolotukhin. "En fait, pour cette découverte, nous avons dû créer des outils mathématiques complètement nouveaux qui nous ont permis de rechercher et d'extraire le signal périodique. Théoriquement, il existe de nombreuses applications pour cette méthode, y compris celles en dehors de l'astronomie."

Sur la base d'un total de 38 observations XMM-Newton, les astronomes ont réussi à caractériser le système XB091D. Le pulsar à rayons X a environ 1 million d'années, le compagnon de l'étoile à neutrons est une vieille étoile de taille moyenne (environ les quatre cinquièmes de la masse du soleil). Le système binaire lui-même a une période de rotation de 30,5 heures, et l'étoile à neutrons tourne une fois sur son axe toutes les 1,2 secondes. Dans environ 50 000 ans, il accélérera suffisamment pour se transformer en un pulsar milliseconde conventionnel.

Les astronomes ont également pu déterminer l'environnement autour de XB091D. Ivan Zolotukhin et ses collègues ont montré que XB091D est situé dans la galaxie voisine d'Andromède, à 2,5 millions d'années-lumière, parmi les étoiles de l'amas globulaire extrêmement dense B091D, où, dans un volume de seulement 90 années-lumière de diamètre, il y a plusieurs millions de vieilles étoiles pâles. L'amas lui-même est estimé à 12 milliards d'années, donc aucune supernova récente ayant entraîné la naissance d'un pulsar ne se serait produite.

"Dans notre galaxie, aucun pulsars à rayons X lents n'est observé dans 150 amas globulaires connus, car leurs noyaux ne sont pas assez gros et denses pour former des étoiles binaires proches à un rythme suffisamment élevé", explique Ivan Zolotukhin. "Cela indique que le noyau de l'amas B091D, avec une composition d'étoiles extrêmement dense dans le XB091D, est beaucoup plus grand que celui de l'amas habituel. Nous avons donc affaire à un objet grand et plutôt rare - avec un reste dense d'une petite galaxie que la galaxie d'Andromède a dévorée autrefois. La densité des étoiles ici, dans une région d'environ 2,5 années-lumière de diamètre, est environ 10 millions de fois plus élevée qu'à proximité du soleil.

Selon les scientifiques, c'est la vaste région d'étoiles à très haute densité dans l'amas B091D qui a permis à une étoile à neutrons de capturer un compagnon il y a environ 1 million d'années et de commencer le processus d'accélération et de « rajeunissement ».


Vestiges d'anciens amas globulaires découverts au cœur de la Voie lactée

Dans cette image, capturée avec le télescope d'enquête infrarouge VISTA dans le cadre de l'enquête publique de l'ESO Variables in the Via Lactea (VVV), les astronomes ont détecté plusieurs étoiles anciennes, d'un type connu sous le nom de RR Lyrae. Comme les étoiles RR Lyrae résident généralement dans des populations stellaires anciennes de plus de 10 milliards d'années, cette découverte suggère que le centre bombé de la Voie lactée s'est probablement développé grâce à la fusion d'amas d'étoiles primordiales. Crédit image : ESO/VVV Survey/D. Minniti. Des étoiles anciennes, d'un type connu sous le nom de RR Lyrae, ont été découvertes pour la première fois au centre de la Voie lactée, à l'aide du télescope infrarouge VISTA de l'ESO. Les étoiles RR Lyrae résident généralement dans des populations stellaires anciennes de plus de 10 milliards d'années. Leur découverte suggère que le centre bombé de la Voie lactée s'est probablement développé grâce à la fusion d'amas d'étoiles primordiaux. Ces étoiles pourraient même être les restes de l'amas d'étoiles le plus massif et le plus ancien de toute la Voie lactée.

Une équipe dirigée par Dante Minniti (Universidad Andrés Bello, Santiago, Chili) et Rodrigo Contreras Ramos (Instituto Milenio de Astrofísica, Santiago, Chili) a utilisé les observations du télescope de relevé infrarouge VISTA, dans le cadre de Variables in the Via Lactea (VVV) Sondage public de l'ESO, pour rechercher attentivement la partie centrale de la Voie lactée. En observant la lumière infrarouge, qui est moins affectée par la poussière cosmique que la lumière visible, et en exploitant les excellentes conditions de l'observatoire de Paranal de l'ESO, l'équipe a pu obtenir une vue plus claire de cette région que jamais auparavant. Ils ont trouvé une douzaine d'anciennes étoiles RR Lyrae au cœur de la Voie lactée qui étaient auparavant inconnues.

Notre Voie lactée a un centre densément peuplé et une caractéristique commune à de nombreuses galaxies, mais unique en ce qu'elle est suffisamment proche pour être étudiée en profondeur. Cette découverte des étoiles RR Lyrae fournit des preuves convaincantes qui aident les astronomes à décider entre deux théories concurrentes principales sur la formation des renflements nucléaires. Cette vue à grand champ en lumière visible montre les riches nuages ​​d'étoiles de la constellation du Sagittaire (l'Archer) en direction du centre de notre galaxie de la Voie lactée. L'image entière est remplie d'un grand nombre d'étoiles et de mdash, mais beaucoup plus restent cachées derrière des nuages ​​​​de poussière et ne sont révélées que dans les images infrarouges. Cette vue a été créée à partir de photographies en lumière rouge et bleue et faisant partie du Digitized Sky Survey 2. Le champ de vision est d'environ 3,5 degrés x 3,6 degrés. Crédit image : ESO et DSS 2. Remerciements : Davide De Martin et S. Guisard. Les étoiles RR Lyrae se trouvent généralement dans des amas globulaires denses. Ce sont des étoiles variables, et la luminosité de chaque étoile RR Lyrae fluctue régulièrement. En observant la longueur de chaque cycle d'éclaircissement et d'obscurcissement dans une RR Lyrae, et en mesurant également la luminosité de l'étoile, les astronomes peuvent calculer sa distance.

Malheureusement, ces excellentes étoiles indicatrices de distance sont fréquemment éclipsées par des étoiles plus jeunes et plus brillantes et, dans certaines régions, elles sont cachées par la poussière. Par conséquent, la localisation des étoiles RR Lyrae en plein cœur extrêmement peuplé de la Voie lactée n'était pas possible jusqu'à ce que l'enquête publique VVV ait été réalisée à l'aide de la lumière infrarouge. Malgré cela, l'équipe a décrit la tâche de localiser les étoiles RR Lyrae parmi la foule bondée d'étoiles plus brillantes comme « intimidante ».

Leur travail acharné a cependant été récompensé par l'identification d'une douzaine d'étoiles RR Lyrae. Leur découverte indique que des vestiges d'anciens amas globulaires sont dispersés au centre du renflement de la Voie lactée.

Rodrigo Contreras Ramos précise : « Cette découverte d'étoiles RR Lyrae au centre de la Voie lactée a des implications importantes pour la formation des noyaux galactiques. Les preuves soutiennent le scénario dans lequel le renflement était à l'origine constitué de quelques amas globulaires qui ont fusionné.

La théorie selon laquelle les renflements galactiques se forment par la fusion d'amas globulaires est contestée par l'hypothèse concurrente selon laquelle ces renflements sont en fait dus à l'accrétion rapide de gaz. La découverte de ces étoiles RR Lyrae &mdash presque toujours trouvées dans des amas globulaires &mdash est une preuve très solide que le renflement de la Voie lactée s'est en fait formé par fusion. Par extension, tous les autres renflements galactiques similaires peuvent s'être formés de la même manière.

Non seulement ces étoiles sont des preuves puissantes d'une théorie importante de l'évolution galactique, mais elles sont également susceptibles d'avoir plus de 10 milliards d'années, mais elles sont aussi des survivants tenaces de l'amas d'étoiles peut-être le plus ancien et le plus massif de la Voie lactée.

Cette recherche a été présentée dans un article à paraître dans The Astrophysical Journal Letters.


Contenu

Vers l'an 964, l'astronome persan Abd al-Rahman al-Sufi fut le premier à décrire la galaxie d'Andromède. Il l'a évoqué dans son Livre des étoiles fixes comme un "frottis nébuleux". [19]

Les cartes des étoiles de cette période l'ont qualifié de petit nuage. [20] En 1612, l'astronome allemand Simon Marius a donné une première description de la galaxie d'Andromède basée sur des observations télescopiques. [21] Pierre Louis Maupertuis conjectura en 1745 que la tache floue était un univers insulaire. [22] En 1764, Charles Messier a catalogué Andromède comme objet M31 et crédité à tort Marius comme le découvreur bien qu'il soit visible à l'œil nu. En 1785, l'astronome William Herschel a noté une légère teinte rougeâtre dans la région centrale d'Andromède. Il croyait qu'Andromède était la plus proche de toutes les "grandes nébuleuses", et sur la base de la couleur et de la magnitude de la nébuleuse, il a deviné à tort qu'elle n'était pas plus de 2 000 fois la distance de Sirius, soit environ 18 000 al (5,5 kpc) . [23] En 1850, William Parsons, 3e comte de Rosse a fait le premier dessin de la structure en spirale d'Andromède.

En 1864, Sir William Huggins nota que le spectre d'Andromède différait de celui d'une nébuleuse gazeuse. [24] Le spectre d'Andromède affiche un continuum de fréquences, superposé avec des raies d'absorption sombres qui aident à identifier la composition chimique d'un objet. Le spectre d'Andromède est très similaire aux spectres des étoiles individuelles, et à partir de là, il a été déduit qu'Andromède a une nature stellaire. En 1885, une supernova (connue sous le nom de S Andromède) a été observée à Andromède, la première et à ce jour la seule observée dans cette galaxie. À l'époque, Andromède était considérée comme un objet proche, la cause était donc considérée comme un événement beaucoup moins lumineux et sans rapport appelé nova, et a été nommé en conséquence "Nova 1885". [25]

En 1888, Isaac Roberts a pris l'une des premières photographies d'Andromède, qui était encore communément considérée comme une nébuleuse au sein de notre galaxie. Roberts a confondu Andromède et des « nébuleuses en spirale » similaires comme des systèmes stellaires en cours de formation. [26] [27]

En 1912, Vesto Slipher a utilisé la spectroscopie pour mesurer la vitesse radiale d'Andromède par rapport à notre système solaire, la plus grande vitesse jamais mesurée, à 300 km/s (190 mi/s). [28]

Univers insulaire Modifier

En 1917, Heber Curtis a observé une nova dans Andromède. En recherchant les archives photographiques, 11 autres novae ont été découvertes. Curtis a remarqué que ces novae étaient, en moyenne, 10 magnitudes plus faibles que celles qui se sont produites ailleurs dans le ciel. En conséquence, il a pu proposer une estimation de distance de 500 000 al (3,2 × 10 10 UA). Il est devenu un partisan de l'hypothèse dite des « univers insulaires », selon laquelle les nébuleuses spirales étaient en fait des galaxies indépendantes. [29]

En 1920, le grand débat entre Harlow Shapley et Curtis a eu lieu concernant la nature de la Voie lactée, les nébuleuses spirales et les dimensions de l'univers. Pour étayer son affirmation selon laquelle la Grande Nébuleuse d'Andromède est, en fait, une galaxie externe, Curtis a également noté l'apparition de voies sombres dans Andromède qui ressemblaient aux nuages ​​de poussière de notre propre galaxie, ainsi que des observations historiques du changement Doppler significatif de la galaxie d'Andromède. En 1922, Ernst Öpik a présenté une méthode pour estimer la distance d'Andromède en utilisant les vitesses mesurées de ses étoiles. Son résultat a placé la nébuleuse d'Andromède loin à l'extérieur de notre galaxie à une distance d'environ 450 kpc (1 500 kly). [31] Edwin Hubble a réglé le débat en 1925 lorsqu'il a identifié pour la première fois des étoiles variables extragalactiques Cepheid sur des photos astronomiques d'Andromède. Celles-ci ont été réalisées à l'aide du télescope Hooker de 2,5 mètres (8 pieds 2 pouces) et ont permis de déterminer la distance de la grande nébuleuse d'Andromède. Sa mesure a démontré de manière concluante que cette caractéristique n'était pas un amas d'étoiles et de gaz dans notre propre galaxie, mais une galaxie entièrement séparée située à une distance significative de la Voie lactée. [32]

En 1943, Walter Baade fut la première personne à résoudre des étoiles dans la région centrale de la galaxie d'Andromède. Baade a identifié deux populations distinctes d'étoiles en fonction de leur métallicité, nommant les jeunes étoiles à grande vitesse du disque de type I et les étoiles rouges plus âgées du renflement de type II. Cette nomenclature a ensuite été adoptée pour les étoiles de la Voie lactée et d'ailleurs. (L'existence de deux populations distinctes avait été notée plus tôt par Jan Oort.) [33] Baade a également découvert qu'il y avait deux types d'étoiles variables céphéides, ce qui a entraîné un doublement de l'estimation de la distance à Andromède, ainsi que le reste de l'univers. [34]

En 1950, une émission radio de la galaxie d'Andromède a été détectée par Hanbury Brown et Cyril Hazard à l'observatoire de Jodrell Bank. [35] [36] Les premières cartes radio de la galaxie ont été réalisées dans les années 1950 par John Baldwin et des collaborateurs du Cambridge Radio Astronomy Group. [37] Le noyau de la galaxie d'Andromède est appelé 2C 56 dans le catalogue de radioastronomie 2C. En 2009, la première planète a peut-être été découverte dans la galaxie d'Andromède. Cela a été détecté à l'aide d'une technique appelée microlentille, qui est causée par la déviation de la lumière par un objet massif. [38]

Les observations d'émission radio polarisée linéairement avec le radiotélescope de synthèse de Westerbork, le télescope Effelsberg de 100 m et le Very Large Array ont révélé des champs magnétiques ordonnés alignés le long de "l'anneau de 10 kpc" de la formation de gaz et d'étoiles. [39] Le champ magnétique total a une force d'environ 0,5 nT, dont 0,3 nT sont commandés.

La distance estimée de la galaxie d'Andromède à la nôtre a été doublée en 1953 lorsqu'il a été découvert qu'il existe un autre type d'étoile variable céphéide plus faible. Dans les années 1990, les mesures des géantes rouges standard ainsi que des étoiles rouges en bloc de la Hipparcos des mesures satellitaires ont été utilisées pour calibrer les distances des céphéides. [40] [41]

Formation et histoire Modifier

La galaxie d'Andromède s'est formée il y a environ 10 milliards d'années à partir de la collision et de la fusion ultérieure de protogalaxies plus petites. [42]

Cette violente collision a formé la majeure partie du halo galactique (riche en métaux) et du disque étendu de la galaxie. A cette époque, son taux de formation d'étoiles aurait été très élevé, au point de devenir une galaxie infrarouge lumineuse pendant environ 100 millions d'années. Andromède et la Galaxie du Triangle ont eu un passage très proche il y a 2 à 4 milliards d'années. Cet événement a produit des taux élevés de formation d'étoiles à travers le disque de la galaxie d'Andromède – même certains amas globulaires – et a perturbé le disque externe de M33.

Au cours des 2 derniers milliards d'années, on pense que la formation d'étoiles dans tout le disque d'Andromède a diminué jusqu'au point de quasi-inactivité. Il y a eu des interactions avec des galaxies satellites comme M32, M110 ou d'autres qui ont déjà été absorbées par la galaxie d'Andromède. Ces interactions ont formé des structures comme le Giant Stellar Stream d'Andromède. Une fusion galactique il y a environ 100 millions d'années serait responsable d'un disque de gaz contrarotatif trouvé au centre d'Andromède ainsi que de la présence d'une population stellaire relativement jeune (100 millions d'années). [42]

Estimation de distance Modifier

Au moins quatre techniques distinctes ont été utilisées pour estimer les distances entre la Terre et la galaxie d'Andromède. En 2003, en utilisant les fluctuations de luminosité de surface infrarouge (I-SBF) et en ajustant la nouvelle valeur de luminosité de période et une correction de métallicité de -0,2 mag dex -1 in (O/H), une estimation de 2,57 ± 0,06 million de lumière- années (1,625 × 10 11 ± 3,8 × 10 9 unités astronomiques) a été dérivée. Une méthode variable des Céphéides de 2004 a estimé la distance à 2,51 ± 0,13 million d'années-lumière (770 ± 40 kpc). [2] [43] En 2005, une étoile binaire à éclipse a été découverte dans la galaxie d'Andromède. Le binaire [b] est constitué de deux étoiles bleues chaudes de types O et B. En étudiant les éclipses d'étoiles, les astronomes ont pu mesurer leurs tailles. Connaissant la taille et la température des étoiles, ils ont pu mesurer leur magnitude absolue. Lorsque les magnitudes visuelles et absolues sont connues, la distance à l'étoile peut être calculée. Les étoiles se trouvent à une distance de 2,52 × 10 ^ 6 ± 0.14 × 10 ^ 6 ly (1,594 × 10 11 ± 8,9 × 10 9 UA) et toute la galaxie d'Andromède à environ 2,5 × 10 ^ 6 ans (1,6 × 10 11 UA). [6] Cette nouvelle valeur est en excellent accord avec la précédente valeur de distance indépendante basée sur les Céphéides. La méthode TRGB a également été utilisée en 2005 donnant une distance de 2,56 × 10 ^ 6 ± 0.08 × 10 ^ 6 ans (1,619 × 10 11 ± 5,1 × 10 9 UA). [44] En moyenne, ces estimations de distance donnent une valeur de 2,54 × 10 ^ 6 ± 0.11 × 10 ^ 6 ans (1,606 × 10 11 ± 7,0 × 10 9 UA). [c] Et, à partir de là, le diamètre d'Andromède au point le plus large est estimé à 220 ± 3 kly (67 450 ± 920 pc). [ recherche originale ? ] En appliquant la trigonométrie (diamètre angulaire), cela équivaut à un angle apparent de 4,96° dans le ciel.

Estimations de masse Modifier

Jusqu'en 2018, les estimations de masse pour le halo de la galaxie d'Andromède (y compris la matière noire) donnaient une valeur d'environ 1,5 × 10 12 M , [13] par rapport à 8 × 10 11 M pour la Voie Lactée. Cela contredisait les mesures antérieures qui semblaient indiquer que la galaxie d'Andromède et la Voie lactée ont une masse presque égale.

En 2018, l'égalité de masse a été rétablie par les résultats radio à environ 8 × 10 11 M [46] [47] [48] [49] En 2006, le sphéroïde de la galaxie d'Andromède a été déterminé à avoir une densité stellaire plus élevée que celle de la Voie lactée, [50] et son disque stellaire galactique a été estimé à environ deux fois le diamètre de celui de la Voie Lactée. [8] La masse totale de la galaxie d'Andromède est estimée entre 8 × 10 11 M [46] et 1,1 × 10 12 M . [51] [52] La masse stellaire de M31 est de 10-15 × 10 10 M , avec 30 % de cette masse dans le renflement central, 56 % dans le disque et les 14 % restants dans le halo stellaire. [53] Les résultats radio (masse similaire à celle de la Voie lactée) devraient être considérés comme les plus probables à partir de 2018, bien que cette question fasse clairement l'objet d'une enquête active par un certain nombre de groupes de recherche dans le monde.

En 2019, les calculs actuels basés sur la vitesse d'échappement et les mesures de masse dynamique placent la galaxie d'Andromède à 0,8 × 10 12 M , [54] qui n'est que la moitié de la masse la plus récente de la Voie Lactée, calculée en 2019 à 1,5 × 10 12 M . [55] [56] [57]

En plus des étoiles, le milieu interstellaire de la galaxie d'Andromède contient au moins 7,2 × 10 9 M [58] sous forme d'hydrogène neutre, au moins 3,4 × 10 8 M sous forme d'hydrogène moléculaire (dans ses 10 kiloparsecs les plus internes), et 5,4 × 10 7 M de poussière. [59]

La galaxie d'Andromède est entourée d'un halo massif de gaz chaud qui, selon les estimations, contient la moitié de la masse des étoiles de la galaxie. Le halo presque invisible s'étend sur environ un million d'années-lumière de sa galaxie hôte, à mi-chemin de notre galaxie de la Voie lactée. Des simulations de galaxies indiquent le halo formé en même temps que la galaxie d'Andromède. Le halo est enrichi en éléments plus lourds que l'hydrogène et l'hélium, formés à partir de supernovae, et ses propriétés sont celles attendues pour une galaxie située dans la « vallée verte » du diagramme couleur-amplitude de la galaxie (voir ci-dessous). Des supernovae éclatent dans le disque rempli d'étoiles de la galaxie d'Andromède et éjectent ces éléments plus lourds dans l'espace. Au cours de la vie de la galaxie d'Andromède, près de la moitié des éléments lourds fabriqués par ses étoiles ont été éjectés bien au-delà du disque stellaire de 200 000 années-lumière de diamètre de la galaxie. [60] [61] [62] [63]

Estimations de luminosité Modifier

Par rapport à la Voie lactée, la galaxie d'Andromède semble avoir principalement des étoiles plus âgées avec des âges >7 × 10 9 ans. [53] [ éclaircissements nécessaires ] La luminosité estimée de la galaxie d'Andromède,

2,6 × 10 10 L , est environ 25% plus élevé que celui de notre propre galaxie. [64] [65] Cependant, la galaxie a une forte inclinaison vue de la Terre et sa poussière interstellaire absorbe une quantité inconnue de lumière, il est donc difficile d'estimer sa luminosité réelle et d'autres auteurs ont donné d'autres valeurs pour la luminosité de la Galaxie d'Andromède (certains auteurs proposent même qu'elle soit la deuxième galaxie la plus brillante dans un rayon de 10 mégaparsecs de la Voie Lactée, après la Galaxie du Sombrero, [66] avec une magnitude absolue d'environ −22,21 [d] ou proche [67] ) .

Une estimation faite à l'aide du télescope spatial Spitzer publiée en 2010 suggère une magnitude absolue (dans le bleu) de -20,89 (qui avec un indice de couleur de +0,63 se traduit par une magnitude visuelle absolue de -21,52, [a] par rapport à - 20,9 pour la Voie lactée), et une luminosité totale dans cette longueur d'onde de 3,64 × 10 10 L . [68]

Le taux de formation d'étoiles dans la Voie lactée est beaucoup plus élevé, la galaxie d'Andromède ne produisant qu'environ une masse solaire par an, contre 3 à 5 masses solaires pour la Voie lactée. Le taux de novae dans la Voie lactée est également le double de celui de la galaxie d'Andromède. [69] Cela suggère que cette dernière a connu autrefois une grande phase de formation d'étoiles, mais est maintenant dans un état relatif de quiescence, alors que la Voie lactée connaît une formation d'étoiles plus active. [64] Si cela continue, la luminosité de la Voie Lactée pourrait éventuellement dépasser celle de la Galaxie d'Andromède.

Selon des études récentes, la galaxie d'Andromède se situe dans ce que le diagramme couleur-amplitude de la galaxie est connu sous le nom de « vallée verte », une région peuplée de galaxies comme la Voie lactée en transition du « nuage bleu » ) à la "séquence rouge" (galaxies dépourvues de formation d'étoiles). L'activité de formation d'étoiles dans les galaxies de la vallée verte ralentit car elles manquent de gaz de formation d'étoiles dans le milieu interstellaire.Dans les galaxies simulées avec des propriétés similaires à la galaxie d'Andromède, la formation d'étoiles devrait s'éteindre dans environ cinq milliards d'années, même en tenant compte de l'augmentation attendue à court terme du taux de formation d'étoiles due à la collision entre la galaxie d'Andromède et la Chemin. [70]

Sur la base de son apparition dans la lumière visible, la galaxie d'Andromède est classée comme une galaxie SA(s)b dans le système de classification étendu de Vaucouleurs-Sandage des galaxies spirales. [1] Cependant, les données infrarouges du relevé 2MASS et du télescope spatial Spitzer ont montré qu'Andromède est en fait une galaxie spirale barrée, comme la Voie lactée, avec l'axe principal de la barre d'Andromède orienté à 55 degrés dans le sens inverse des aiguilles d'une montre par rapport à l'axe principal du disque. [71]

En 2005, les astronomes ont utilisé les télescopes Keck pour montrer que la fine couche d'étoiles s'étendant vers l'extérieur de la galaxie fait en fait partie du disque principal lui-même. [8] Cela signifie que le disque spiral des étoiles de la galaxie d'Andromède a un diamètre trois fois plus grand qu'on ne l'avait estimé auparavant. Cela constitue la preuve qu'il existe un vaste disque stellaire étendu qui fait que la galaxie a un diamètre de plus de 220 000 années-lumière (67 kiloparsecs). Auparavant, les estimations de la taille de la galaxie d'Andromède allaient de 70 000 à 120 000 années-lumière (21 à 37 kpc).

La galaxie est inclinée d'environ 77° par rapport à la Terre (où un angle de 90° serait vu directement de côté). L'analyse de la forme en coupe transversale de la galaxie semble démontrer une déformation prononcée en forme de S, plutôt qu'un simple disque plat. [72] Une cause possible d'une telle déformation pourrait être l'interaction gravitationnelle avec les galaxies satellites près de la galaxie d'Andromède. Le Galaxy M33 pourrait être responsable d'une certaine déformation dans les bras d'Andromède, bien que des distances et des vitesses radiales plus précises soient nécessaires.

Des études spectroscopiques ont fourni des mesures détaillées de la vitesse de rotation de la galaxie d'Andromède en fonction de la distance radiale du noyau. La vitesse de rotation a une valeur maximale de 225 km/s (140 mi/s) à 1 300 ly (82 000 000 AU) du noyau, et son minimum peut être aussi bas que 50 km/s (31 mi/s) à 7 000 ly (440 000 000 UA) du noyau. Plus loin, la vitesse de rotation s'élève jusqu'à un rayon de 33 000 al (2,1 × 10 9 AU), où elle atteint un pic de 250 km/s (160 mi/s). Les vitesses diminuent lentement au-delà de cette distance, tombant à environ 200 km/s (120 mi/s) à 80 000 al (5,1 × 10 9 UA). Ces mesures de vitesse impliquent une masse concentrée d'environ 6 × 10 9 M dans le noyau. La masse totale de la galaxie augmente linéairement jusqu'à 45 000 al (2,8 × 10 9 UA), puis plus lentement au-delà de ce rayon. [73]

Les bras spiraux de la galaxie d'Andromède sont délimités par une série de régions HII, étudiées pour la première fois en détail par Walter Baade et décrites par lui comme ressemblant à des "perles sur une ficelle". Ses études montrent deux bras spiraux qui semblent être étroitement enroulés, bien qu'ils soient plus espacés que dans notre galaxie. [74] Ses descriptions de la structure en spirale, comme chaque bras croise le grand axe de la galaxie d'Andromède, sont les suivantes [75] §pp1062 [76] §pp92 :

Les bras spiraux de Baade de M31
Bras (N=croisement du grand axe de M31 au nord, S=croise le grand axe de M31 au sud) Distance du centre (minutes d'arc) (N*/S*) Distance du centre (kpc) (N*/S*) Remarques
N1/S1 3.4/1.7 0.7/0.4 Bras de poussière sans associations OB des régions HII.
N2/S2 8.0/10.0 1.7/2.1 Bras de poussière avec certaines associations OB.
N3/S3 25/30 5.3/6.3 Comme pour N2/S2, mais avec certaines régions HII aussi.
N4/S4 50/47 11/9.9 Un grand nombre d'associations OB, des régions HII et peu de poussière.
N5/S5 70/66 15/14 Comme pour N4/S4 mais beaucoup plus faible.
N6/S6 91/95 19/20 Associations OB lâches. Aucune poussière visible.
N7/S7 110/116 23/24 Comme pour N6/S6 mais plus faible et discret.

Comme la galaxie d'Andromède est vue de près, il est difficile d'étudier sa structure en spirale. Les images rectifiées de la galaxie semblent montrer une galaxie spirale assez normale, présentant deux bras de fuite continus qui sont séparés l'un de l'autre d'un minimum d'environ 13 000 al (820 000 000 UA) et qui peuvent être suivis vers l'extérieur à une distance d'environ 1 600 al ( 100 000 000 AU) du noyau. Des structures en spirale alternatives ont été proposées, telles qu'un seul bras en spirale [77] ou un motif floconneux [78] de bras en spirale longs, filamenteux et épais. [1] [79]

La cause la plus probable des distorsions du motif en spirale serait l'interaction avec les satellites galactiques M32 et M110. [80] Ceci peut être vu par le déplacement des nuages ​​neutres d'hydrogène des étoiles. [81]

En 1998, des images de l'Observatoire spatial infrarouge de l'Agence spatiale européenne ont démontré que la forme globale de la galaxie d'Andromède pourrait être en train de devenir une galaxie annulaire. Le gaz et la poussière dans la galaxie sont généralement formés en plusieurs anneaux qui se chevauchent, avec un anneau particulièrement proéminent formé à un rayon de 32 000 al (9,8 kpc) du noyau, [82] surnommé par certains astronomes le anneau de feu. [83] Cet anneau est caché des images de lumière visible de la galaxie car il est composé principalement de poussière froide, et la majeure partie de la formation d'étoiles qui se déroule dans la galaxie d'Andromède y est concentrée. [84]

Des études ultérieures avec l'aide du télescope spatial Spitzer ont montré comment la structure en spirale de la galaxie d'Andromède dans l'infrarouge semble être composée de deux bras spiraux qui émergent d'une barre centrale et continuent au-delà du grand anneau mentionné ci-dessus. Ces bras, cependant, ne sont pas continus et ont une structure segmentée. [80]

Un examen attentif de la région interne de la galaxie d'Andromède avec le même télescope a également montré un anneau de poussière plus petit qui aurait été causé par l'interaction avec M32 il y a plus de 200 millions d'années. Les simulations montrent que la plus petite galaxie a traversé le disque de la galaxie d'Andromède le long de l'axe polaire de cette dernière. Cette collision a dépouillé plus de la moitié de la masse du plus petit M32 et a créé les structures annulaires d'Andromède. [85] C'est la coexistence de la grande caractéristique en forme d'anneau connue de longue date dans le gaz de Messier 31, avec cette structure en forme d'anneau interne nouvellement découverte, décalée du barycentre, qui a suggéré une collision presque frontale. avec le satellite M32, une version plus douce de la rencontre Cartwheel. [86]

Des études sur le halo étendu de la galaxie d'Andromède montrent qu'il est à peu près comparable à celui de la Voie lactée, les étoiles du halo étant généralement « pauvres en métal », et de plus en plus avec une plus grande distance. [50] Cette preuve indique que les deux galaxies ont suivi des chemins évolutifs similaires. Ils ont probablement accrété et assimilé environ 100 à 200 galaxies de faible masse au cours des 12 derniers milliards d'années. [87] Les étoiles dans les halos étendus de la galaxie d'Andromède et de la Voie lactée peuvent s'étendre sur près d'un tiers de la distance séparant les deux galaxies.

La galaxie d'Andromède est connue pour abriter un amas d'étoiles dense et compact en son centre. Dans un grand télescope, il crée une impression visuelle d'une étoile incrustée dans le renflement environnant plus diffus. En 1991, le télescope spatial Hubble a été utilisé pour imager le noyau interne de la galaxie d'Andromède. Le noyau est constitué de deux concentrations séparées de 1,5 pc (4,9 ly). La concentration la plus lumineuse, désignée par P1, est décalée du centre de la galaxie. La concentration du gradateur, P2, tombe au vrai centre de la galaxie et contient un trou noir mesuré à 3–5 × 10 7 M en 1993, [88] et à 1,1–2,3 × 10 8 M en 2005. [89] La dispersion de la vitesse du matériau autour de lui est mesurée à ≈ 160 km/s (99 mi/s). [90]

Il a été proposé que le double noyau observé pourrait être expliqué si P1 est la projection d'un disque d'étoiles sur une orbite excentrique autour du trou noir central. [91] L'excentricité est telle que les étoiles s'attardent à l'apocentre orbital, créant une concentration d'étoiles. P2 contient également un disque compact d'étoiles chaudes de classe spectrale A. Les étoiles A ne sont pas évidentes dans les filtres plus rouges, mais en lumière bleue et ultraviolette, elles dominent le noyau, faisant apparaître P2 plus proéminent que P1. [92]

Alors qu'au moment initial de sa découverte, il a été émis l'hypothèse que la partie la plus brillante du double noyau est le vestige d'une petite galaxie "cannibalisée" par la galaxie d'Andromède, [93] cela n'est plus considéré comme une explication viable, en grande partie parce qu'un tel Le noyau aurait une durée de vie extrêmement courte en raison de la perturbation due aux marées par le trou noir central. Bien que cela puisse être partiellement résolu si P1 avait son propre trou noir pour le stabiliser, la distribution des étoiles dans P1 ne suggère pas qu'il y ait un trou noir en son centre. [91]

Apparemment, à la fin de 1968, aucun rayon X n'avait été détecté dans la galaxie d'Andromède. [94] Un vol en ballon le 20 octobre 1970 a fixé une limite supérieure pour les rayons X durs détectables de la galaxie d'Andromède. [95] L'enquête sur tout le ciel Swift BAT a détecté avec succès des rayons X durs provenant d'une région centrée à 6 secondes d'arc du centre de la galaxie. L'émission au-dessus de 25 keV s'est avérée plus tard provenir d'une seule source nommée 3XMM J004232.1+411314, et identifiée comme un système binaire où un objet compact (une étoile à neutrons ou un trou noir) accumule la matière d'une étoile. [96]

De multiples sources de rayons X ont depuis été détectées dans la galaxie d'Andromède, grâce aux observations de l'observatoire en orbite XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne (ESA). Robin Barnard et al. ont émis l'hypothèse qu'il s'agit de trous noirs ou d'étoiles à neutrons candidats, qui chauffent le gaz entrant à des millions de kelvins et émettent des rayons X. Les étoiles à neutrons et les trous noirs se distinguent principalement par la mesure de leurs masses. [97] Une campagne d'observation de la mission spatiale NuSTAR a identifié 40 objets de ce type dans la galaxie. [98] En 2012, un microquasar, une rafale radio émanant d'un petit trou noir a été détecté dans la galaxie d'Andromède. Le trou noir géniteur est situé près du centre galactique et a environ 10 M . Il a été découvert grâce aux données collectées par la sonde XMM-Newton de l'Agence spatiale européenne et a ensuite été observé par la mission Swift Gamma-Ray Burst et l'observatoire Chandra X-Ray de la NASA, le Very Large Array et le Very Long Baseline Array. Le microquasar a été le premier observé dans la galaxie d'Andromède et le premier à l'extérieur de la Voie lactée. [99]

Il y a environ 460 amas globulaires associés à la galaxie d'Andromède. [101] Le plus massif de ces amas, identifié comme Mayall II, surnommé Globular One, a une plus grande luminosité que tout autre amas globulaire connu dans le Groupe Local de galaxies. [102] Il contient plusieurs millions d'étoiles et est environ deux fois plus lumineux qu'Omega Centauri, l'amas globulaire connu le plus brillant de la Voie lactée. Globular One (ou G1) a plusieurs populations stellaires et une structure trop massive pour un globulaire ordinaire. En conséquence, certains considèrent que G1 est le noyau résiduel d'une galaxie naine qui a été consommée par Andromède dans un passé lointain. [103] Le globulaire avec la plus grande luminosité apparente est G76 qui est situé dans la moitié est du bras sud-ouest. [20] Un autre amas globulaire massif, nommé 037-B327 et découvert en 2006, fortement rougi par la poussière interstellaire de la galaxie d'Andromède, était considéré comme plus massif que G1 et le plus grand amas du groupe local [104] cependant, d'autres études ont montré qu'il est en fait similaire dans les propriétés à G1. [105]

Contrairement aux amas globulaires de la Voie lactée, qui présentent une dispersion d'âge relativement faible, les amas globulaires de la galaxie d'Andromède ont une gamme d'âges beaucoup plus large : des systèmes aussi vieux que la galaxie elle-même à des systèmes beaucoup plus jeunes, avec des âges compris entre quelques centaines de millions d'années à cinq milliards d'années. [106]

En 2005, les astronomes ont découvert un tout nouveau type d'amas d'étoiles dans la galaxie d'Andromède. Les amas récemment découverts contiennent des centaines de milliers d'étoiles, un nombre similaire d'étoiles que l'on peut trouver dans les amas globulaires. Ce qui les distingue des amas globulaires, c'est qu'ils sont beaucoup plus gros (plusieurs centaines d'années-lumière de diamètre) et des centaines de fois moins denses. Les distances entre les étoiles sont donc beaucoup plus grandes au sein des amas étendus nouvellement découverts. [107]

Comme la Voie lactée, la galaxie d'Andromède possède des galaxies satellites, composées de plus de 20 galaxies naines connues. Les galaxies satellites les plus connues et les plus facilement observées sont M32 et M110. Sur la base des preuves actuelles, il semble que M32 ait subi une rencontre rapprochée avec la galaxie d'Andromède dans le passé. M32 a peut-être été autrefois une galaxie plus grande dont le disque stellaire a été retiré par M31 et a subi une forte augmentation de la formation d'étoiles dans la région centrale, qui a duré jusqu'à un passé relativement récent. [108]

M110 semble également interagir avec la galaxie d'Andromède, et les astronomes ont trouvé dans le halo de cette dernière un flux d'étoiles riches en métaux qui semblent avoir été arrachées à ces galaxies satellites. [109] M110 contient une voie poussiéreuse, ce qui peut indiquer une formation d'étoiles récente ou en cours. [110] M32 a également une population stellaire jeune. [111]

La Galaxie du Triangle est une galaxie non naine située à 750 000 années-lumière d'Andromède. On ignore actuellement s'il s'agit d'un satellite d'Andromède. [112]

En 2006, il a été découvert que neuf des galaxies satellites se trouvent dans un plan qui coupe le noyau de la galaxie d'Andromède, elles ne sont pas disposées au hasard comme on pourrait s'y attendre à partir d'interactions indépendantes. Cela peut indiquer une origine de marée commune pour les satellites. [113]

PA-99-N2 était un événement de microlentille détecté dans la galaxie d'Andromède en 1999. L'une des explications à cela est la lentille gravitationnelle d'une géante rouge par une étoile d'une masse comprise entre 0,02 et 3,6 fois celle du Soleil, ce qui suggère que l'étoile est probablement en orbite autour d'une planète. Cette possible exoplanète aurait une masse 6,34 fois celle de Jupiter. Si elle était finalement confirmée, ce serait la première planète extragalactique jamais découverte. Cependant, des anomalies dans l'événement ont été trouvées plus tard. [114]

La galaxie d'Andromède s'approche de la Voie lactée à environ 110 kilomètres par seconde (68 miles par seconde). [115] Il a été mesuré s'approchant du Soleil à environ 300 km/s (190 mi/s) [1] alors que le Soleil orbite autour du centre de la galaxie à une vitesse d'environ 225 km/s (140 mi/s). s). Cela fait de la galaxie d'Andromède l'une des 100 galaxies observables décalées vers le bleu. [116] La vitesse tangentielle ou latérale de la galaxie d'Andromède par rapport à la Voie lactée est relativement beaucoup plus petite que la vitesse d'approche et on s'attend donc à ce qu'elle entre en collision directement avec la Voie lactée dans environ 4 milliards d'années. Un résultat probable de la collision est que les galaxies fusionneront pour former une galaxie elliptique géante [117] ou peut-être même une grande galaxie à disque. [16] De tels événements sont fréquents parmi les galaxies des groupes de galaxies. Le sort de la Terre et du système solaire en cas de collision est actuellement inconnu. Avant que les galaxies ne fusionnent, il y a une petite chance que le système solaire soit éjecté de la Voie lactée ou rejoigne la galaxie d'Andromède. [118]

La galaxie d'Andromède est l'un des objets les plus éloignés que l'on puisse voir à l'œil nu. [119] [120] [121] La galaxie est communément située dans le ciel en référence aux constellations Cassiopée et Pégase. Andromède est mieux vue pendant les nuits d'automne dans l'hémisphère nord lorsqu'elle passe au-dessus de nos têtes, atteignant son point culminant vers minuit en octobre, et deux heures plus tard chaque mois successif. En début de soirée, il se lève à l'est en septembre et se couche à l'ouest en février. [122] Depuis l'hémisphère sud, la galaxie d'Andromède est visible entre octobre et décembre, mieux vue depuis le plus au nord possible. Les jumelles peuvent révéler certaines structures plus grandes de la galaxie et ses deux galaxies satellites les plus brillantes, M32 et M110. [123] Un télescope amateur peut révéler le disque d'Andromède, certains de ses amas globulaires les plus brillants, des bandes de poussière sombre et le grand nuage d'étoiles NGC 206. [124] [125]

  1. ^ uneb Magnitude absolue bleue de −20,89 – Indice de couleur de 0,63 = −21,52
  2. ^ J00443799+4129236 est aux coordonnées célestes R.A. 00 h 44 min 37,99 s , déc. +41° 29′ 23,6″.
  3. ^ moyenne (787 ± 18, 770 ± 40, 772 ± 44, 783 ± 25) = ((787 + 770 + 772 + 783) / 4) ± (18 2 + 40 2 + 44 2 + 25 2 ) 0,5 / 2 = 778 ± 33.
  4. ^ Magnitude absolue bleue de -21,58 (voir référence) - Indice de couleur de 0,63 = magnitude visuelle absolue de -22,21
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    ALMA dévoile la formation rapide d'étoiles dans les galaxies lointaines

    Zw II 96 dans la constellation de Delphinus, le Dauphin, est un exemple de fusion de galaxies située à quelque 500 millions d'années-lumière. Les fusions de galaxies créent généralement un grand nombre d'étoiles nouvellement formées et provoquent une explosion d'étoiles. De nouvelles recherches menées avec l'Atacama Large Millimeter Array (ALMA) ont étudié la teneur en gaz de monoxyde de carbone (CO) dans sept lointaines galaxies stellaires alors que l'univers n'avait que 4 milliards d'années. Crédit image : NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration et A. Evans (Université de Virginie, Charlottesville/NRAO/Stony Brook University). Les chercheurs ont découvert que les galaxies formant des étoiles à des vitesses extrêmes il y a 9 milliards d'années étaient plus efficaces que les galaxies moyennes d'aujourd'hui. La question que se posent les astronomes est de savoir si de telles explosions d'étoiles dans l'univers primitif étaient le résultat d'un approvisionnement en gaz surabondant, ou si les galaxies convertissaient le gaz plus efficacement.

    En général, plus la masse d'une galaxie est grande, plus son taux de formation de nouvelles étoiles est élevé. Une relation appelée séquence principale de formation d'étoiles. Cependant, de temps en temps, une galaxie affichera une explosion de nouvelles étoiles. étoiles qui brillent plus que les autres. Une collision entre deux grandes galaxies est généralement la cause de telles phases d'éclatement d'étoiles, où le gaz froid résidant dans les nuages ​​moléculaires géants devient le carburant pour maintenir des taux aussi élevés de formation d'étoiles.

    Une nouvelle étude publiée dans Astrophysical Journal letters le 14 octobre, dirigée par John Silverman de l'Institut Kavli pour la physique et les mathématiques de l'univers, a étudié la teneur en monoxyde de carbone (CO) en gaz de sept galaxies lointaines en étoile lorsque l'univers était jeune de 4 milliards de dollars. ans. Cela a été possible avec l'avènement de l'Atacama Large Millimeter Array (ALMA), situé sur un plateau au sommet d'une montagne au Chili, qui fonctionne en tandem pour détecter les ondes électromagnétiques à une longueur d'onde dans le millimètre (pivot pour l'étude des gaz moléculaires) et un niveau de sensibilité qui commence tout juste à être exploré par les astronomes aujourd'hui. À gauche : Carte de la galaxie PACS-867 prise par ALMA où l'émission de monoxyde de carbone (CO) montre le réservoir de gaz moléculaire à partir duquel les étoiles se forment. Au centre : Image prise par la caméra avancée du télescope spatial Hubble pour les levés du PACS-867 qui montre la lumière UV du cadre de repos des jeunes étoiles dans les composants individuels des galaxies fortement perturbées à la suite d'une fusion massive. L'emplacement du gaz moléculaire dans l'image 1 est superposé (contours bleus) qui montre où de nouvelles étoiles, enveloppées de poussière, se forment. À droite : Image infrarouge (3,6 microns) du télescope spatial Spitzer du PACS-867 mettant en évidence les étoiles incrustées dans la poussière et associées au gaz moléculaire. La lumière UV associée au gaz est faible alors qu'elle est plus brillante dans l'infrarouge. Ceci est dû à la présence de poussières qui impactent plus les UV que les IR. Crédit image de gauche : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU) Crédit image du Centre : NASA/ESA Hubble Space Telescope, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU) Crédit image de droite : NASA/Spitzer Space Telescope, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), J. Silverman (Kavli IPMU). Les chercheurs ont découvert que la quantité de gaz émetteur de CO était déjà diminuée même si la galaxie continuait à former des étoiles à des taux élevés. Ces observations sont similaires à celles enregistrées pour les galaxies en étoile au voisinage de la Voie lactée aujourd'hui, mais l'épuisement du gaz n'a pas été aussi rapide que prévu. Cela a conduit les chercheurs à conclure qu'il pourrait y avoir une augmentation continue de l'efficacité en fonction de la hauteur d'une galaxie au-dessus du taux moyen de formation d'étoiles.

    Cette étude s'est appuyée sur une variété de télescopes puissants disponibles grâce à l'enquête COSMOS. Seuls les observatoires Spitzer et Herschel pouvaient mesurer avec précision les taux de formation d'étoiles, et le télescope Subaru pourrait confirmer la nature et la distance de ces galaxies extrêmes en utilisant la spectroscopie.

    "Ces observations démontrent clairement la capacité unique d'ALMA à mesurer avec facilité une composante critique des galaxies à fort décalage vers le rouge, indiquant ainsi les résultats remarquables à venir d'ALMA", a déclaré John Silverman.


    Examen ASTR 101 3

    - La pression de dégénérescence des électrons les soutient contre la gravité.

    Finalement, l'étoile qui perd de la masse deviendra une naine blanche.

    La fusion commence soudainement et de manière explosive, provoquant une nova

    Le système d'étoiles nova apparaît temporairement beaucoup plus brillant.

    La pression de dégénérescence des neutrons soutient une étoile à neutrons contre la gravité.

    La pression de dégénérescence des électrons disparaît car les électrons se combinent avec les protons, créant des neutrons et des neutrinos.

    Les neutrons s'effondrent au centre, formant une étoile à neutrons.

    Les faisceaux de rayonnement balayent l'espace comme des faisceaux de phare lorsque l'étoile à neutrons tourne.

    Les pulsars tournent rapidement parce que la rotation du noyau s'accélère lorsqu'il s'effondre en une étoile à neutrons.

    Vitesse de rotation des pulsars rapides

    Vitesse de rotation de surface

    Les forces de marée près de l'horizon des événements d'un
    3MSun trou noir serait mortel pour l'homme.

    Des observations dans les années 1990 ont montré que de nombreux sursauts gamma provenaient de galaxies très éloignées.
    Ils doivent être parmi les explosions les plus puissantes de l'univers - pourraient être la formation de trous noirs.

    La gravité forme des étoiles à partir du gaz dans les nuages ​​moléculaires, complétant ainsi le cycle étoile-gaz-étoile.

    106K).
    -Le gaz chaud se refroidit, permettant la formation de nuages ​​atomiques d'hydrogène (

    100-10 000 K).
    -Un refroidissement supplémentaire permet aux molécules de se former, créant des nuages ​​​​moléculaires (

    Les nébuleuses par réflexion diffusent la lumière des étoiles.

    Pourquoi les nébuleuses par réflexion paraissent-elles plus bleues que les étoiles proches ?

    2. La compression des nuages ​​déclenche la formation d'étoiles.

    Les étoiles du halo se sont formées en premier lorsque la gravité a provoqué la contraction du nuage.

    Le gaz restant s'est déposé dans un disque en rotation

    Les étoiles se forment continuellement dans le disque à mesure que la galaxie vieillit.

    Études détaillées : les étoiles du halo se sont formées en amas qui ont ensuite fusionné

    Étape 2 - Déterminez les distances des étoiles jusqu'à quelques centaines d'années-lumière en utilisant la parallaxe.

    Étape 3 - La luminosité apparente de la séquence principale de l'amas d'étoiles nous indique sa distance.

    Étape 4 - Parce que la période d'une étoile variable céphéide nous indique sa luminosité, nous pouvons utiliser ces étoiles comme bougies standard.

    Étape 5 - La luminosité apparente d'une supernova naine blanche nous indique la distance de sa galaxie (jusqu'à 10 milliards d'années-lumière).


    Voir la vidéo: Ondes gravitationnelles et étoiles à neutrons: un grand bond en avant pour la science (Octobre 2022).