Comment les fusions et la relaxation dynamique créent des galaxies massives et sphéroïdales avec des populations d'étoiles plus âgées
Parmi les différents types de galaxies de l'Univers, les galaxies elliptiques se distinguent par leurs formes lisses et ellipsoïdales, l'absence marquée de structures discoïdales et des populations stellaires plus âgées et plus rouges. Souvent trouvées dans des environnements denses, comme les centres d'amas, les immenses galaxies elliptiques peuvent contenir des billions de masses solaires en étoiles dans un espace assez compact. Comment ces systèmes massifs et sphéroïdaux se forment-ils et pourquoi les étoiles plus âgées y prédominent-elles généralement ? Cet article abordera les principales caractéristiques des galaxies elliptiques, leur processus d'assemblage souvent dicté par les fusions, ainsi que la relaxation dynamique qui définit leur structure.
1. Caractéristiques des galaxies elliptiques
1.1 Morphologie et classification
Dans la « fourchette de réglage » de Hubble, les galaxies elliptiques sont classées de presque sphériques (E0) à fortement allongées (E7). Principales caractéristiques observées :
- Distribution lumineuse lisse et sans détails – absence de spirales ou de bandes de poussière marquées.
- Étoiles plus âgées et plus rouges – presque pas de formation d'étoiles récente.
- Orbites stellaires aléatoires – les étoiles se déplacent dans diverses directions, et le système est maintenu par la pression, non par la force de rotation.
La luminosité et la masse des galaxies elliptiques varient : des elliptiques géantes (~1012 M⊙) au centre des amas jusqu'aux petits groupes d'elliptiques naines (dE ou dSph) ou en périphérie des amas.
1.2 Populations stellaires et quantité de gaz
En général, les galaxies elliptiques contiennent presque pas de gaz froid ni de poussière, le taux de formation d'étoiles est proche de zéro, et dominent les vieilles étoiles riches en métaux. Cependant, certaines elliptiques (notamment les massives situées dans les amas) peuvent posséder des halos de gaz chaud émettant des rayons X, et quelques-unes présentent de faibles bandes ou enveloppes de poussière après des fusions mineures [1].
1.3 Les galaxies les plus brillantes de l'amas (BCG)
Au centre des amas, on trouve souvent les elliptiques les plus lumineuses et massives – les galaxies les plus brillantes de l'amas (BCG), parfois appelées galaxies de type cD avec des halos externes étendus. Ces galaxies peuvent "accroître" leur masse en "avalant" progressivement les membres plus petits de l'amas au cours de l'histoire cosmique, formant finalement d'énormes sphéroïdes.
2. Voies de formation
2.1 Grandes fusions de spirales
La principale version de la formation des immenses elliptiques repose sur la grande fusion de deux galaxies spirales de masses similaires. Lors de telles collisions :
- Le moment angulaire se redistribue, les orbites des étoiles deviennent aléatoires, détruisant toute structure de disque antérieure.
- L'afflux de gaz peut alimenter pendant un certain temps une forte poussée de formation d'étoiles, tandis que le gaz restant est consommé ou expulsé.
- Vestige de fusion apparaît comme une galaxie sphéroïdale maintenue par la pression – elliptique [2, 3].
Les simulations confirment qu'une grande fusion peut, par relaxation violente, créer des profils de brillance de surface et des dispersions de vitesses similaires aux propriétés observées dans les galaxies elliptiques.
2.2 Plusieurs fusions et accrétion de groupes
Les galaxies elliptiques peuvent aussi se former par plusieurs fusions successives :
- Accrétion de galaxies satellites dans l'environnement du groupe.
- La fusion de groupes avec un autre groupe, avant même la formation d'amas, crée des elliptiques massives.
- Certaines elliptiques reflètent l'halo d'étoiles de nombreuses petites galaxies qui ont fini par fusionner.
2.3 Petites fusions et évolutions séculaires
Des événements plus modestes – petites fusions entre une grande galaxie et un petit satellite – ne suffisent généralement pas à transformer complètement une galaxie en disque en une elliptique. Cependant, des petites fusions répétées peuvent progressivement augmenter le noyau, réduire les réserves de gaz et orienter la morphologie vers une forme sphéroïdale. Certains traits elliptiques (par exemple, les coquilles, les restes de marée) peuvent être liés à ces interactions, accumulant des étoiles en orbite autour de la galaxie principale [4].
3. Relaxation dynamique des elliptiques
3.1 Relaxation violente (violent relaxation)
Lors d'une grande fusion, le potentiel gravitationnel change rapidement lorsque les galaxies entrent en collision. Cela provoque une relaxation violente – des changements aléatoires d'énergie et d'orbite des étoiles à l'échelle dynamique (~108 ans). Après la fusion, la galaxie atteint un nouvel équilibre, généralement une structure sphéroïdale. La forme finale dépend du moment angulaire total, du rapport des masses et des conditions orbitales initiales [5].
3.2 Soutien par pression, pas par rotation
Contrairement aux disques soutenus par une rotation ordonnée, les elliptiques sont dominées par un soutien par pression. La dispersion des vitesses stellaires sur des orbites aléatoires compense la gravité. Les mesures des vitesses linéaires montrent que la plupart des grandes elliptiques tournent peu, mais certaines ont une rotation moyenne ou une distribution de vitesses « anisotrope », permettant de comprendre la conservation partielle du moment angulaire.
3.3 Profils de relaxation
Les galaxies elliptiques correspondent souvent au profil d'intensité de Sérsic (I(r) ∝ e−bn(r/re)1/n). Les elliptiques peu lumineuses ont généralement des profils centraux plus raides, tandis que les géantes plus lumineuses présentent un « noyau » ou une structure « core-like », formée par des collisions d'étoiles, l'influence du trou noir ou l'histoire des fusions. Ces différences reflètent des voies individuelles de formation et de relaxation [6].
4. Vieillissement des étoiles et extinction de la formation d'étoiles
4.1 Arrêt de la formation d'étoiles
Lorsque se forme une galaxie elliptique (notamment lors d'une fusion majeure riche en gaz), tout le gaz est souvent consommé dans une explosion de formation d'étoiles ou expulsé par des vents de supernova / AGN, éteignant ainsi la formation d'étoiles ultérieure. Sans nouvelle source de gaz, la population d'étoiles vieillit, la galaxie rougit et devient « inactive ».
4.2 Étoiles plus âgées enrichies en métaux
Les études spectrales révèlent des éléments alpha renforcés (ex. O, Mg) dans les elliptiques massives, indiquant une formation d'étoiles rapide et précoce (beaucoup de supernovas de type II). Sur des milliards d'années, ces elliptiques massives accumulent une forte abondance en métaux, reflétant des poussées précoces de formation d'étoiles. Dans les elliptiques plus petites ou après plusieurs petites fusions, la formation d'étoiles dure plus longtemps, mais est toujours interrompue plus tôt que dans des phases disques longues et continues.
4.3 Retour d'information AGN
Si le résidu de fusion héberge un trou noir supermassif en accrétion active, les vents AGN peuvent chauffer ou expulser le gaz restant. Les simulations montrent qu'un tel retour d'information stabilise l'elliptique, maintenant un état rouge et pauvre en gaz, empêchant la poursuite de la formation d'étoiles [7].
5. Propriétés morphologiques et cinématiques
5.1 Isophotes « boxy » et « disky »
Les images à haute résolution montrent que certaines elliptiques ont des isophotes « en boîte » (boxy) (les contours paraissent rectangulaires), d'autres des isophotes « disques » (disky), avec des contours plus pointus aux extrémités. Ces différences sont probablement liées à des histoires de fusion différentes ou à une anisotropie orbitale :
- Elliptiques « boîtes » sont généralement plus massives, souvent avec une forte activité AGN radio, témoignant de fusions majeures passées.
- Elliptiques « disques » peuvent conserver un aplatissement partiel dû à la rotation ou provenir de fusions moins violentes.
5.2 Rotateurs rapides et lents
La spectroscopie intégrale moderne montre que toutes les elliptiques ne sont pas totalement dépourvues de rotation. Les rapides rotateurs présentent une rotation discoïdale à grande échelle, semblable à un sphéroïde aplati, tandis que les lents rotateurs tournent à peine, leur mouvement étant dominé par des orbites stellaires aléatoires. Cette classification complète les types d'elliptiques et indique qu'il existe plusieurs voies de fusion [8].
6. Environnement et lois d'échelle
6.1 Elliptiques dans les amas et groupes
Les elliptiques sont particulièrement fréquentes au centre des amas et dans les groupes denses, où les interactions et fusions sont plus courantes. Certaines elliptiques géantes apparaissent comme les galaxies les plus brillantes de l'amas (BCG), en avalant les membres plus petits et en formant des halos étendus.
6.2 Lois d'échelle
Les galaxies elliptiques présentent plusieurs relations significatives :
- Loi de Faber–Jackson : Dépendance de la dispersion de vitesse stellaire σ par rapport à la luminosité (L). Les elliptiques plus lumineuses ont une σ plus élevée.
- Plan fondamental (« Fundamental Plane ») : Relie le rayon effectif, la brillance de surface et la dispersion de vitesse, reflétant l'équilibre entre le potentiel gravitationnel et la population stellaire [9].
Ces lois témoignent d'une voie évolutive unifiée pour les elliptiques, probablement liée aux fusions et à une relaxation ultérieure.
7. Elliptiques naines (dE) et lenticulaires (S0)
7.1 Elliptiques naines et sphéroïdales
Les elliptiques naines (dE) ou les sphéroïdes nains (dSph) peuvent être des « parentes » elliptiques de faible masse. Principalement trouvées dans les amas ou autour de galaxies plus grandes, elles possèdent de vieilles étoiles et peu de gaz, et leur formation pourrait être due à l'influence de l'environnement (par ex., ramassage de gaz, mélange de marée). Toutes ne se sont pas formées par de grandes fusions, mais par des transformations environnementales, elles peuvent être converties en formes sphéroïdales.
7.2 Lenticulaires (S0)
Bien que souvent classées dans la catégorie « de type précoce » avec les elliptiques, les lenticulaires (S0) conservent un disque mais manquent de bras spiraux et de formation d'étoiles active. On pense qu'elles pourraient être d'anciennes spirales ayant perdu leur gaz dans l'environnement des amas ou lors de petites fusions, devenant ainsi une transition entre les elliptiques classiques et les spirales.
8. Questions non résolues et nouvelles opportunités
8.1 Premiers ancêtres à grand décalage vers le rouge
JWST et les grands télescopes terrestres recherchent les proto-elliptiques lointains – des galaxies massives et compactes à z ∼ 2–3, qui sont devenues au fil du temps les elliptiques géantes actuelles. Leurs histoires de formation d'étoiles, leurs mécanismes de « quenching » et la fréquence des fusions élargissent notre compréhension de la formation des elliptiques.
8.2 Mesures cinématiques détaillées
Les études par champ intégral (IFU) (par ex., MANGA, SAMI, CALIFA) fournissent des cartes bidimensionnelles des vitesses et des lignes spectrales, mettant en évidence des sous-groupes (par ex., des noyaux cinématiquement distincts) ou des disques cachés dans les elliptiques. Ces données, combinées à de nouvelles simulations, montrent plus en détail quels chemins de fusion créent des elliptiques similaires à ceux observés.
8.3 Retour d'information des AGN et gaz des halos
Les halos de gaz chaud autour des elliptiques et le retour d'information des AGN en mode radio sont encore intensément étudiés. Les données en rayons X montrent comment les jets émis par les trous noirs centraux forment des « cavités », empêchent le refroidissement du gaz et la croissance de la formation d'étoiles. La découverte d'une corrélation entre la croissance du trou noir et la morphologie finale permet de mieux expliquer les théories de formation des elliptiques [10].
9. Conclusion
Les galaxies elliptiques couronnent souvent la chaîne d'évolution des galaxies dans de nombreux scénarios hiérarchiques : des systèmes massifs et sphéroïdaux, généralement formés par de grandes fusions et une relaxation dynamique ultérieure, contenant des étoiles plus anciennes et riches en métaux. Leur caractéristique est le manque de gaz et de formation d'étoiles, ainsi que des orbites stellaires aléatoires, ce qui les distingue des galaxies à disque. Au centre des amas, ces galaxies géantes se distinguent comme BCG, formées par une interaction de « cannibalisme » de longue durée. Pendant ce temps, les elliptiques naines (dE) montrent comment l'environnement, par des interactions environnementales, prive progressivement de gaz et crée des formes sphéroïdales plus simples.
En examinant un large éventail d'observations – des naines proches aux starbursts compacts à grand décalage vers le rouge – et en appliquant des simulations avancées, les astronomes étudient comment ces galaxies « rouges et passives » accumulent leur masse, arrêtent la formation d'étoiles et conservent dans leur structure et leurs étoiles une riche source d'informations sur l'Univers dense et primitif. Finalement, les elliptiques restent des reliques cosmiques de fusions, témoignant par leur forme et leurs populations stellaires des collisions les plus énergétiques de l'Univers passé.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
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