Comment les processus internes et les interactions externes déterminent l'évolution à long terme d'une galaxie
Les galaxies ne sont pas statiques sur des milliards d'années ; elles évoluent sous l'influence des processus internes (séculaires) et des interactions externes (liées aux fusions). La morphologie des galaxies, le taux de formation d'étoiles et la croissance du trou noir central peuvent être fortement affectés tant par des changements internes lents et stables dans le disque que par des collisions soudaines, parfois catastrophiques, avec des voisines. Cet article examine comment les galaxies peuvent suivre différents « chemins d'évolution » – séculaire et lié aux fusions – et comment chacun influence la structure finale et les populations stellaires.
1. Deux modes d'évolution contrastés
1.1 Évolution séculaire
L'évolution séculaire désigne des processus internes lents par lesquels le gaz, les étoiles et le moment angulaire de la galaxie se redistribuent. Ces processus se déroulent généralement sur des centaines de millions à des milliards d'années, sans dépendre de perturbations externes majeures :
- Formation et dissolution des barres – les barres peuvent canaliser le gaz vers le centre, alimenter les sursauts de formation d'étoiles dans le noyau et modifier à terme le réservoir.
- Ondes de densité spirales – se déplacent lentement dans le disque, stimulant la formation d'étoiles dans les bras spiraux, augmentant ainsi progressivement les populations stellaires.
- Migration des étoiles – les étoiles peuvent se déplacer radialement dans le disque en raison de résonances, modifiant les gradients locaux de métallicité et les mélanges stellaires [1].
1.2 Voie évolutive induite par les fusions
Processus évolutifs induits par les fusions se produisent lorsque deux galaxies ou plus entrent en collision ou interagissent fortement, entraînant des changements beaucoup plus rapides et radicaux :
- Grandes fusions – des galaxies spirales de masse similaire peuvent fusionner en une elliptique, détruisant la structure du disque et provoquant des poussées de formation d'étoiles.
- Petites fusions – un satellite plus petit fusionne avec une grande galaxie hôte, épaississant peut-être le disque, augmentant l'amas ou stimulant une formation d'étoiles modérée.
- Interactions de marée – même sans fusion complète, un rapprochement gravitationnel proche peut déformer le disque, former une barre ou un anneau, et temporairement augmenter le taux de formation d'étoiles [2].
2. Évolution séculaire : réarrangement interne lent
2.1 Apport de gaz induit par la barre
La barre centrale des galaxies spirales peut modifier le moment angulaire et diriger le gaz du disque externe vers les kiloparsecs centraux :
- Accumulation de gaz – ce gaz peut se concentrer dans des structures en anneau ou autour du noyau, stimulant la formation d'étoiles et augmentant la densité centrale.
- Cycles de vie des barres – les barres peuvent se renforcer ou s'affaiblir avec le temps, influençant la circulation des gaz dans le disque et l'alimentation des trous noirs supermassifs centraux [3].
2.2 Pseudo-amas et amas classiques
Par évolution séculaire, les pseudo-amas se forment souvent, conservant les caractéristiques du disque (forme plus plate, populations d'étoiles plus jeunes), contrairement aux amas classiques issus des fusions. Les observations montrent :
- Les pseudo-amas présentent souvent une formation d'étoiles active, des structures en anneau ou des barres nucléaires, témoignant d'une évolution interne lente.
- Les amas classiques se forment rapidement, lors d'événements violents (par exemple, de grandes fusions), avec des populations dominantes d'étoiles anciennes [4].
2.3 Ondes spirales et « chauffage » du disque
La théorie des ondes de densité affirme que les structures en spirale peuvent persister comme des ondes qui stimulent continuellement la formation d'étoiles dans le disque. D'autres mécanismes, tels que la migration des spirales ou le « swing amplification », soutiennent ou renforcent ces ondes, modifiant lentement la structure du disque. À long terme, les orbites stellaires peuvent « chauffer » (augmentation de la dispersion des vitesses), épaississant légèrement le disque sans le détruire complètement.
3. Évolution déterminée par les fusions : interactions externes et transformations
3.1 Grandes fusions : des spirales aux elliptiques
L'un des événements les plus marquants dans l'évolution des galaxies est la grande fusion entre des galaxies de masse similaire :
- Détente violente – les orbites stellaires deviennent aléatoires en raison d'un potentiel gravitationnel rapidement changeant, souvent au détriment de la structure du disque.
- Poussées de formation d'étoiles – le gaz s'écoule vers le centre, provoquant des événements intenses de formation d'étoiles.
- Activation AGN – les trous noirs centraux peuvent rapidement accrêter du gaz, transformant temporairement le résidu en quasar ou noyau actif.
- Résidu elliptique – le produit final devient généralement un système sphéroïdal avec des étoiles plus anciennes et peu de gaz froid [5].
3.2 Petites fusions et accrétion de satellites
Lorsque le rapport de masses diverge davantage, la galaxie plus petite est généralement perdue sous l'effet des forces de marée ou partiellement détruite avant de fusionner complètement avec l'hôte plus grand :
- Épaississement du disque – des petites fusions répétées peuvent « éjecter » des étoiles dans le halo de l'hôte ou épaissir son disque, peut-être créer un système lenticulaire (S0) si le gaz est éliminé.
- Croissance progressive de la masse – à long terme, de nombreuses petites fusions peuvent contribuer significativement à la masse de l'amas ou du halo, bien qu'aucune fusion individuelle ne soit catastrophique.
3.3 Interactions de marée et poussées de formation d'étoiles
Même sans fusion finale, un rapprochement proche peut :
- Déformer le disque en formes étranges, en étirant des queues de marée ou en reliant les galaxies par des ponts.
- Renforcer la formation d'étoiles en comprimant le gaz dans les zones de « recouvrement » des interactions mutuelles.
- Former des galaxies annulaires ou fortement barrées, si la géométrie du passage est appropriée (par ex., traversant le centre du disque).
4. Les deux régimes dans les observations
4.1 Galaxies spirales barrées et amas séculaires
Les études montrent que plus de la moitié des spirales proches possèdent des barres, souvent avec des structures annulaires et des « pseudo-amas » de formation d'étoiles dans le noyau. La spectroscopie à champ intégral révèle un écoulement lent du gaz le long des barres de poussière et une abondance de jeunes étoiles dans le noyau – caractéristiques des processus séculaires [6].
4.2 Systèmes en fusion : de la poussée de formation d'étoiles à l'elliptique
Des exemples comme « Galaxies Antennes » (NGC 4038/4039) montrent une grande fusion en cours avec des queues de marée, une large vague de formation d'étoiles et des amas brillants. D'autres, par ex., Arp 220, présentent une formation d'étoiles riche en poussière et une possible alimentation AGN. Pendant ce temps, NGC 7252 (« Atoms for Peace ») montre comment le résidu de fusion évolue vers une phase elliptique plus calme [7].
4.3 Enquêtes sur les galaxies et caractéristiques cinématiques
Les grandes enquêtes (par ex., SDSS, GAMA) identifient de nombreuses galaxies présentant des signes morphologiques ou spectraux de fusion (isophotes externes déformées, doubles noyaux, flux de marée) ou uniquement des états séculaires (barres brillantes, disques stables). Les études cinématiques (MANGA, SAMI) soulignent comment la rotation diffère dans les disques avec barres et dans les amas classiques, issus de fusions antérieures.
5. Voies d'évolution hybrides
5.1 Fusions riches en gaz suivies d'une évolution séculaire
Une galaxie peut subir une fusion majeure ou mineure et ainsi « développer » un noyau massif (ou une structure elliptique). S'il reste du gaz ou s'il en arrive plus tard, ce système peut reformer un disque ou poursuivre une formation d'étoiles partielle. Avec le temps, les processus séculaires peuvent transformer le noyau formé en un noyau « discoïdal » ou restaurer une barre dans le résidu de fusion.
5.2 Galaxies évoluant séculairement longtemps, fusionnant finalement
Les galaxies spirales peuvent évoluer de manière séculaire pendant des milliards d'années – formant des pseudo-lentilles, des barres ou des anneaux – jusqu'à ce qu'elles rencontrent finalement une galaxie de masse similaire. Cette impulsion externe peut soudainement les entraîner sur la voie des fusions, conduisant à la formation d'un résidu elliptique ou lenticulaire.
5.3 « Cyclage » de l'environnement
Une galaxie peut passer d'un environnement de faible densité, caractérisé par des changements internes et séculaires, à des conditions de groupe ou d'amas, où les interactions rapprochées fréquentes ou l'influence du milieu chaud deviennent dominantes. Par ailleurs, les résidus post-fusion peuvent « refroidir » isolément avec le temps, s'il reste du gaz ou une barre faible, continuant à fournir une évolution séculaire lente.
6. Importance pour la morphologie galactique et la formation d'étoiles
6.1 Type précoce vs. type tardif
Les fusions tendent à supprimer la formation d'étoiles (en particulier les grandes, qui éliminent ou chauffent la majeure partie du gaz) et à créer des populations stellaires plus âgées – formant ainsi des morphologies elliptiques ou S0, classées dans la catégorie de type précoce. En revanche, les galaxies évoluant uniquement de manière séculaire peuvent conserver du gaz et rester de type tardif (spirales, irrégulières), où la formation d'étoiles continue [8].
6.2 Activité AGN et rétroaction
- Canal séculaire – les barres transportent progressivement le gaz vers le trou noir central, maintenant une activité AGN moyenne.
- Canal des fusions – des afflux soudains de gaz lors de grandes collisions peuvent brièvement augmenter la luminosité de l'AGN au niveau d'un quasar, suivis souvent d'un vent soufflé et de la suppression de la formation d'étoiles.
Les deux voies déterminent les réserves de gaz de la galaxie et l'évolution future de la formation d'étoiles.
6.3 Croissance de la lentille et préservation du disque
L'évolution séculaire peut créer des pseudo-lentilles ou préserver des disques de formation d'étoiles étendus, tandis que les fusions majeures forment des lentilles classiques ou des résidus elliptiques. Les petites fusions occupent une position intermédiaire, pouvant épaissir les disques ou développer modérément le noyau, mais sans détruire complètement le disque.
7. Contexte cosmologique
7.1 Fréquence plus élevée des fusions dans le passé
Les observations montrent qu'autour de z ∼ 1–3, la fréquence des fusions était plus élevée – ce qui coïncide avec le pic d'activité de formation d'étoiles cosmique. Les grandes fusions riches en gaz ont probablement fortement contribué à la formation des grandes galaxies elliptiques dans l'Univers primordial. De nombreuses galaxies, qui ont ensuite développé des disques stables, ont probablement traversé une phase précoce de rassemblement violent [9].
7.2 Diversité des galaxies
La population locale de galaxies est un mélange des deux voies : certaines grandes elliptiques se sont formées par fusions, une partie des spirales a évolué de manière cohérente et est restée riche en gaz, tandis que d'autres reflètent les traces des deux processus. Des études morphologiques et cinématiques détaillées révèlent qu'aucune voie seule n'explique toute la diversité – les deux modes d'évolution jouent un rôle déterminant.
7.3 Prédictions des modèles
Les simulations cosmologiques (par exemple, IllustrisTNG, EAGLE) intègrent à la fois les grandes fusions et les transformations séculaires, reproduisant tout le spectre des galaxies correspondant aux classes de Hubble. Elles montrent que la formation précoce de galaxies massives est souvent liée aux fusions, mais que les galaxies à disque peuvent se former progressivement en accrétant du gaz et en le redistribuant de manière séculaire, correspondant ainsi aux changements morphologiques observés dans le temps cosmique [10].
8. Perspectives futures
8.1 Observations de nouvelle génération
Des projets tels que le Nancy Grace Roman Space Telescope et les énormes télescopes terrestres permettront d'observer les galaxies à des époques plus anciennes avec une résolution plus élevée, précisant comment les galaxies passent des phases « dominées par les fusions » aux phases de « développement séculaire » ou combinent les deux voies. Les données multi-longueurs d'onde (radio, millimétrique, IR) permettront d'étudier séparément les flux de gaz soutenant chaque voie.
8.2 Modèles numériques à haute résolution
Avec l'augmentation continue de la puissance de calcul, les simulations représenteront de plus en plus précisément les échelles fines du disque, des barres et de l'accrétion sur le trou noir – permettant d'analyser l'interaction entre les instabilités séculaires du disque et les fusions épisodiques. Ces modèles permettront de vérifier comment les manifestations subtiles des instabilités des barres se comparent aux collisions brutales qui déterminent les morphologies finales.
8.3 Relation entre les galaxies barrées et les pseudobulbes
Les études à grande échelle (par exemple, la spectroscopie intégrale des champs) mesureront systématiquement la cinématique du disque, la force des barres et les propriétés de l'amas. En associant ces données à l'environnement galactique et à la masse des halos, il sera possible de déterminer à quelle fréquence les barres peuvent reproduire ou supplanter de petites fusions, participant ainsi à la formation de l'amas, affinant ainsi notre schéma d'évolution.
9. Conclusion
Les galaxies suivent deux grandes voies évolutives larges mais interconnectées :
- Évolution séculaire : mécanismes internes lents – afflux de gaz contrôlé par les barres, formation d'étoiles dans les ondes de densité spirales et migration stellaire, qui modifient le disque et, à terme, le noyau sur des milliards d'années.
- Évolution dominée par les fusions : processus rapides, externes (fusions majeures ou mineures), capables de modifier radicalement la morphologie, d'éteindre la formation d'étoiles et de créer des galaxies elliptiques ou des disques épaissis.
Les galaxies réelles suivent souvent des voies hybrides : les phases de réarrangement séculaire sont interrompues par des collisions ou des fusions mineures. Cette interaction subtile engendre une énorme diversité morphologique – des disques purs avec barres et pseudobulbes aux majestueuses elliptiques issues de collisions majeures. En étudiant à la fois les processus internes lents dans des disques stables et les réarrangements rapides induits par des influences externes, les astronomes tracent le portrait de l'évolution des galaxies à travers le temps cosmique.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). « Évolution séculaire et formation des pseudobulbes dans les galaxies en disque. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). « Dynamique des galaxies en interaction. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Athanassoula, E. (2012). « Galaxies barrées et évolution séculaire. » IAU Symposium, 277, 141–150.
- Fisher, D. B., & Drory, N. (2008). « Bulbes dans les galaxies proches avec Spitzer : relations d'échelle et pseudobulbes. » The Astronomical Journal, 136, 773–839.
- Hopkins, P. F., et al. (2008). « Un modèle unifié, piloté par les fusions, de l'origine des sursauts de formation d'étoiles, des quasars, du fond diffus cosmique en rayons X, des trous noirs supermassifs et des sphéroïdes galactiques. » The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
- Cheung, E., et al. (2013). « Barres dans les galaxies en disque jusqu'à z = 1 issues de CANDELS : les barres freinent-elles l'évolution séculaire ? » The Astrophysical Journal, 779, 162.
- Hibbard, J. E., & van Gorkom, J. H. (1996). « HI, HII et formation d'étoiles dans les queues de marée de NGC 4038/9. » The Astronomical Journal, 111, 655–665.
- Strateva, I., et al. (2001). « Séparation des galaxies en séquences rouge et bleue : SDSS. » The Astronomical Journal, 122, 1861–1874.
- Lotz, J. M., et al. (2011). « Fusions majeures de galaxies à z < 1,5 dans les champs COSMOS, GOODS-S et AEGIS. » The Astrophysical Journal, 742, 103.
- Nelson, D., et al. (2018). « Premiers résultats des simulations IllustrisTNG : la bimodalité des couleurs des galaxies. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 475, 624–647.