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Evolution des galaxies:Interactions, fusions, et accretion de gaz
formation et évolution des galaxies
Comprendre comment les galaxies se sont formées, et ont évolué jusqu’à l’époque actuelle, est une des questions les plus fondamentales de la cosmologie. Elle permet de tester les hypothèses faites dans les modèles d’évolution de l’Univers, au premier plan desquelles la nature de la matière noire dans ses deux composantes possibles, baryonique et non baryonique. Le modèle le plus populaire actuellement pour la formation des structures dans l’Univers (galaxies, amas de galaxies…) est celui basé sur l’hypothèse inflationnaire d’un Univers en expansion dominé par une matière noire froide et non collisionnelle (CDM pour Cold Dark Matter), détaillé notamment par Blumenthal et al. (1984). Dans ce scénario, les structures cosmiques sont organisées de fa¸con hiérarchique : dans l’Univers en expansion, les fluctuations initiales de densité de la matière noire non collisionnelle s’amplifient en sousstructures autogravitantes qui s’effondrent sur elles-mêmes, en grandissant par fusions entre elles. Le gaz, c’est-à-dire l’essentiel de la masse baryonique initiale, suit la formation de ces structures de matière noire, mais en se refroidissant par rayonnement, avec une dynamique dissipative. Il forme donc des structures plus denses, plus concentrées, et plus aplaties que la matière noire. Ces structures baryoniques, une fois qu’une partie du gaz s’est transformée en étoiles, deviennent les galaxies que nous voyons aujourd’hui (White & Rees 1978), et qui après leur formation continuent à croˆıtre en fusionnant quand leurs halos1 de matière noire fusionnent eux-mêmes. Dans sa description théorique, ce scénario détaillé permet de rendre compte de l’état actuel de l’Univers à grande échelle. Des modèles semi-analytiques (notamment Fall & Efstathiou 1980) prévoient même une distribution globale de la matière visible des galaxies compatible avec les observations (Courteau 1997). Mais ce scénario de formation hiérarchique des galaxies dans un Univers dominé par la matière noire CDM présente des problèmes importants. En particulier, les simulations numériques détaillées de formation des galaxies dans ce contexte conduisent à des systèmes trop petits, trop concentrés et qui n’ont pas assez de moment angulaire pour correspondre aux vraies galaxies observées. Cette ”catastrophe du moment angulaire” a été mise en évidence par Navarro & Benz (1991) puis Navarro & Steinmetz (1997), et les processus conduisant au manque de moment angulaire dans ce modèle cosmologique ont été détaillés par Navarro & Steinmetz (2000a,b) et d’Onghia (2006). Ce scénario standard CDM connaˆıt deux autres problèmes fondamentaux. Dans le Groupe Local, et même en dehors, les galaxies naines sont beaucoup moins nombreuses que prévu par cette théorie ; c’est le problème des ”naines manquantes” (Klypin et al. 1999; Moore et al. 1999a). Il y a enfin le problème des ”cusps” (Dekel et al. 2003a; Moore et al. 1999b) : les simulations de matière noire CDM prévoient un ”cusp” au centre des halos de matière noire, c’est-à-dire un pic central de densité dans la distribution radiale de matière noire (Navarro et al. 1996, 1997). Les observations montrent que, les galaxies ont plutôt des halos à ”coeur ”, c’est-à-dire un profil de matière noire assez plat au centre. On peut proposer des solutions plus ou moins complètes à ces trois ”crises” du modèle hiérarchique/CDM, que ce soit pour les naines manquantes (Kravtsov et al. 2004), pour les ”cusps” qui ont pu être détruits par des mécanismes d’interaction ou d’évolution interne des galaxies (Dekel et al. 2003b; Holley-Bockelmann et al. 2005; Berentzen et al. 2006), ou pour le moment angulaire (Maller & Dekel 2002). On voit toutefois par l’existence de ces problèmes et l’aspect spéculatif des solutions proposées que la formation et l’évolution des galaxies et la nature de la matière noire sont aujourd’hui loin d’être parfaitement comprises. Des modèles cosmologiques différents du CDM et de ses variantes directes ont d’ailleurs été proposés et développés (e.g. Méndez 2002; Knebe et al. 2002; Bullock et al. 2002). Sans préjuger de la validité des scénarios CDM, cet exemple des trois ”crises” et de leur résolution illustre l’approche la plus classique pour tester et contraindre les modèles cosmologiques : simuler l’évolution globale de l’Univers dans ce contexte, et comparer les propriétés des plus petites structures cosmologiques – les galaxies – à leurs vraies propriétés observées. Une autre approche consiste à étudier les propriétés observées des galaxies, soit actuelles, soit datant d’il y a plusieurs milliards d’années pour les galaxies distantes, et à chercher quels sont les mécanismes qui peuvent être responsables de ces propriétés. C’est cette seconde approche que nous privilégierons ici. Elle peut s’appliquer individuellement à des systèmes particuliers, ou mieux, statistiquement, sur l’étude d’ensembles de galaxies de certains types. C’est donc en étudiant non pas l’évolution des grandes structures cosmologiques, mais les propriétés internes des galaxies, que nous chercherons à contraindre les processus responsables de leur formation et évolution jusqu’à leur état actuel . Nous nous consacrerons essentiellement aux galaxies entre les redshifts z = 1 et z = 0, car c’est dans cette gamme que les observations sont capables de résoudre suffisamment les propriétés internes des galaxies. Cette étude est donc focalisée sur les deux derniers tiers (en temps) de l’évolution de l’Univers. Cela ne limite pas les possibilités de contraindre les mécanismes de formation des galaxies, car dans un scénario hiérarchique les galaxies continuent de se ”former”, ou du moins de grandir et de fusionner, jusqu’à aujourd’hui.
Propriétés essentielles des galaxies
La classification de Hubble
. Les galaxies sont des systèmes composés de milliards d’étoiles (typiquement 1011 étoiles dans une spirale semblable à la nôtre), et de nuages de gaz de dimensions variables contenant généralement des poussières, qui constituent le milieu interstellaire. Elles contiennent aussi probablement de la matière noire (voir Section suivante). La composante stellaire s’étend typiquement sur une dizaine de kiloparsecs en rayon, le gaz souvent 2–3 fois plus loin (Roberts & Haynes 1994). La matière noire peut se trouver jusqu’à des centaines de kiloparsecs du centre (Navarro et al. 1996, 1997). Après avoir montré que les galaxies sont extérieures à notre propre Voie Lactée, Hubble (1922a,b) a proposé une classification morphologique. Des nomenclatures plus complètes ont été proposées depuis (de Vaucouleurs 1959; Kormendy & Bender 1996). Nous nous limiterons ici à décrire une classification simple, car nous verrons dans la suite que la question sous-jacente n’est pas de savoir comment les galaxies doivent être classées, mais comment elles évoluent sur la classification adoptée, fˆut-elle simple. La classification de Hubble (Fig. 1.1) distingue deux catégories principales de galaxies : – les galaxies spirales sont constituées d’un disque fin d’étoiles et de gaz, en rotation à des vitesses de 100–200 km.s−1 . Au centre se trouve un bulbe sphéro¨ıdal, plus massif dans les types précoces que dans es types tardifs4 . On classe ces types en Sa, Sb, Sc, Sd des précoces vers les tardifs. Une partie des galaxies spirales possède une barre allongée au centre de son disque et constitue les classes SBa à SBd. La Fig. 1.2 montre un disque de galaxie spirale vu par la tranche : on remarque l’aplatissement du disque stellaire, et la traˆınée d’absorption associée au milieu interstellaire qui se concentre dans un disque plus fin que les étoiles. – les galaxies elliptiques, de forme sphéro¨ıdale, n’ont qu’une rotation lente (quelques dizaines de km.s−1 ) et sont maintenues en équilibre par leur dispersion de vitesses internes de l’ordre de 200 km.s−1 (Illingworth 1977). Elles contiennent généralement très peu de gaz. Entre les deux, la classe ”lenticulaire” S0 correspond à des galaxies à disques, mais qui contrairement aux spirales ont de grandes dispersions de vitesse, un bulbe central très massif et très peu de gaz. Rattacher ou non les lenticulaires aux spirales est parfois débattu. Nous verrons par la suite que leur mécanisme de formation différent justifie d’en faire plutôt deux catégories séparées. Enfin, les galaxies naines, de 108 à quelques 109 masses solaires, ont des morphologies assez variables que nous n’étudierons pas.
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