Evolution of galaxies:
interactions, mergers, and gas accretion
Evolution des galaxies:
Interactions, fusions, et accretion de gaz
Résumé
Studying present day properties of galaxies can give information both on their past evolution and on the matter content of the Universe. Morphological and kinematical properties can be studied statistically, as a function of environment, with recent observations. To interpret these observed properties, we have modelled the formation and past evolution of galaxies with numerical simulations. The codes that are used, already existing for a part, and developed during the thesis for the other part, model the gravitational dynamics of stars, gas clouds and dark matter, the dissipative hydrodynamic nature of interstellar gas, and star formation. Outputs from the simulations can then be compared to observations to understand which processes have led to the current state of galaxies.
In a first part, we study the morphology of isolated galaxies. We show that most spiral galaxies have a bar -- an elongated central concentration of stars. This bar should have been destroyed in a few billions year by angular momentum transfer to the interstellar medium. The ubiquity of bars since 10 billion years then requires them to be reformed or strengthen by an external process. This can be explained only if galaxies accrete large amounts of gas from the intergalactic medium. The study of disk lopsidedness in spiral galaxies also argues towards this conclusion. We estimate the typical accretion rate, of w few solar masses per year for a Milky-Way like galaxy. This give strong constraints for cosmological models: the Universe must contain enough baryonic matter, tat must not be converted into stars too rapidly, so that enough gas remains to be accreted and increase the mass of spiral galaxies by a few tens of percent below the epoch of redshift z=1.
Then, galaxies have grown by a gas accretion process, for a part, by collisions and mergers also play an important role in their evolution. It is well-known that equal-mass galaxy mergers from elliptical galaxies. We show that even mergers will small companions strongly affect the disk of spiral galaxies. Indeed, many mergers over a large range of mass ratios can convert spiral galaxies into lenticular or elliptical systems; the accretion of gas evoked before can reform a thin spiral disk later-on. We also demonstrate that multiple successive minor mergers with dwarf galaxies can lead to the formation of elliptical galaxies, as a major merger with a same-mass galaxy do. This new process for the formation of elliptical galaxies should lead to a revision of estimates of the dark matter content in elliptical galaxies, which may give new information on the nature of this dark matter itself.
Other phenomenons occur during galaxy collisions (formation of rings, genesis of dwarf galaxies in tidal tails). They have been studied with the help of our numerical models. They help to constrain the properties and nature of dark matter, by indicating how it behaves during galaxy interactions. The comparison of numerical models to observational data indicates that a part of dark matter if condensed into the collisional and tidal debris. Even if higher resolution observations re still required to reach a definitive conclusion, this tends to indicate that a part of dark matter has a collisional dynamics -- probably the baryonic component of dark matter, which favour the hypothesis of dark molecular gas.
The statistical comparison of observations and high-resolution numerical simulations has thus given constraints on the physical process that drive galaxy evolution, and the visible and dark matter content of the Universe. In the future, increase capability of observation and numerical simulation, dedicated in particular to distant galaxies, will enable an even better understanding of galaxy evolution, large-scale star formation, and the history of the baryonic content of the Universe. Cosmological scenarios for the evolution of the whole Universe can be tested and/or refined with the help of such studies.
In a first part, we study the morphology of isolated galaxies. We show that most spiral galaxies have a bar -- an elongated central concentration of stars. This bar should have been destroyed in a few billions year by angular momentum transfer to the interstellar medium. The ubiquity of bars since 10 billion years then requires them to be reformed or strengthen by an external process. This can be explained only if galaxies accrete large amounts of gas from the intergalactic medium. The study of disk lopsidedness in spiral galaxies also argues towards this conclusion. We estimate the typical accretion rate, of w few solar masses per year for a Milky-Way like galaxy. This give strong constraints for cosmological models: the Universe must contain enough baryonic matter, tat must not be converted into stars too rapidly, so that enough gas remains to be accreted and increase the mass of spiral galaxies by a few tens of percent below the epoch of redshift z=1.
Then, galaxies have grown by a gas accretion process, for a part, by collisions and mergers also play an important role in their evolution. It is well-known that equal-mass galaxy mergers from elliptical galaxies. We show that even mergers will small companions strongly affect the disk of spiral galaxies. Indeed, many mergers over a large range of mass ratios can convert spiral galaxies into lenticular or elliptical systems; the accretion of gas evoked before can reform a thin spiral disk later-on. We also demonstrate that multiple successive minor mergers with dwarf galaxies can lead to the formation of elliptical galaxies, as a major merger with a same-mass galaxy do. This new process for the formation of elliptical galaxies should lead to a revision of estimates of the dark matter content in elliptical galaxies, which may give new information on the nature of this dark matter itself.
Other phenomenons occur during galaxy collisions (formation of rings, genesis of dwarf galaxies in tidal tails). They have been studied with the help of our numerical models. They help to constrain the properties and nature of dark matter, by indicating how it behaves during galaxy interactions. The comparison of numerical models to observational data indicates that a part of dark matter if condensed into the collisional and tidal debris. Even if higher resolution observations re still required to reach a definitive conclusion, this tends to indicate that a part of dark matter has a collisional dynamics -- probably the baryonic component of dark matter, which favour the hypothesis of dark molecular gas.
The statistical comparison of observations and high-resolution numerical simulations has thus given constraints on the physical process that drive galaxy evolution, and the visible and dark matter content of the Universe. In the future, increase capability of observation and numerical simulation, dedicated in particular to distant galaxies, will enable an even better understanding of galaxy evolution, large-scale star formation, and the history of the baryonic content of the Universe. Cosmological scenarios for the evolution of the whole Universe can be tested and/or refined with the help of such studies.
L'étude des propriétés actuelles des galaxies permet à la fois de comprendre les processus physiques de leur évolution passée et le contenu de l'Univers en matière visible et noire. Les moyens d'observations actuels permettent de quantifier de façon statistique les propriétés morphologiques et cinématiques des galaxies, en fonction de leur environnement. Afin d'interpréter en détail ces propriétés observées, nous avons modélisé la formation et l'évolution passée des galaxies au moyen de simulations numériques. Les codes utilisés, en partie déjà existants et en partie développés au cours de la thèse, modélisent la dynamique gravitationnelle des étoiles et de la matière noire, l'hydrodynamique du gaz interstellaire, et la formation stellaire. Les résultats de ces simulations peuvent alors être comparés quantitativement aux observations, dans plusieurs domaines de longueurs d'ondes.
Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1.
Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.
D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.
La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.
Dans une première partie, nous étudions la morphologie des galaxies isolées. Nous montrons que la plupart des galaxies spirales possèdent une concentration centrale allongée, appelée barre, qui devrait être détruite rapidement par échange de moment angulaire avec le gaz interstellaire. La persistance des barres depuis dix milliards d'années ne peut s'expliquer que si elles ont été reformées, ce qui nécessite l'accrétion de grandes quantités de gaz diffus par les galaxies. L'étude d'autres types d'asymétries, les modes m=1, vient renforcer cette conclusion, et nous déduisons le taux caractéristique d'accrétion de gaz par les galaxies au cours des derniers milliards d'années, de plusieurs masses solaires par ans. Une importante contrainte pour les modèles cosmologiques en découle : l'Univers doit contenir suffisamment de baryons, et ceux-ci ne doivent tous former des étoiles rapidement dans l'Univers jeune, pour que les galaxies continuent à accréter quelques dizaines de pourcents de leur masse à des redshifts inférieurs à z=1.
Les galaxies ont donc grandi par accrétion progressive de gaz diffus, mais les collisions et fusions de galaxies ont également joué un rôle important dans leur évolution. Il est déjà établi que les fusions de galaxies de masses comparables détruisent les disques spiraux et forment des galaxies elliptiques, de forme sphéroïdale. Nous montrons que même la fusion avec de petites galaxies affecte fortement les disques, et qu'un grand nombre de fusions détruisent les galaxies spirales pour en faire des galaxies lenticulaires ou elliptiques ; l'accrétion de gaz évoquée précédemment peut alors expliquer la reformation ultérieure d'un disque galactique fin. Nous avons également établi qu'une succession de fusions mineures avec des galaxies naines peut avoir les mêmes effets qu'une fusion majeure unique avec une galaxie massive, et former une elliptique. Ce nouveau mécanisme de formation amène à réviser l'interprétation des observations sur le contenu en matière noire des galaxies elliptiques, ce qui pourrait déboucher sur des contraintes importantes sur la nature même de cette matière noire.
D'autres évènements se produisant lors des collisions de galaxies (formation d'anneaux, naissance de galaxies naines dans les débris de marée) ont été étudiés à l'aide de nos modèles numériques. Ils permettent de contraindre les propriétés de la matière noire en traçant son comportement dynamique dans les collisions de galaxies. La confrontation des modèles aux données observationnelles tend à prouver qu'une partie de la matière noire est mobilisée les débris de collisions et de marées galactiques. Bien qu'une confirmation reste à établir à l'aide d'observations à plus haute résolution, cela indique une dynamique collisionnelle et dissipative pour une partie de la matière noire, probablement sa composante baryonique, favorisant les modèles de matière noire sous forme de gaz froid.
La comparaison statistique des observations et des modèles numériques à haute résolution a donc permis d'obtenir un certain nombre de contraintes sur les processus principaux d'évolution des galaxies et sur la matière contenue dans l'Univers. A l'avenir, les possibilités de modélisation et d'observation des galaxies de l'Univers lointain permettront de comprendre encore mieux les mécanismes d'évolution des galaxies, ainsi que la formation stellaire à grande échelle, donc l'histoire des bayons contenus dans l'Univers. Cela permettra d'établir des contraintes plus précises sur les scénarios cosmologiques de formation et d'évolution de l'Univers dans son ensemble.