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Thèse Année : 2020

Linear Stability of Rotating Stellar Clusters

Stabilité linéaire des amas stellaires en rotation

Résumé

In the last few decades, observational evidence showed that spheroidal stellar systems display large kinematic diversity. From the largest galaxies to the smallest star clusters, the velocity distribution of stars displays both various flavours of anisotropy (preference for more elongated or more circular orbits), as well as net angular momentum (preferred direction of the azimuthal velocity). This diversity was also shown to vary with cosmic time, through brutal changes and steady perturbations. These observations recently triggered a revived interest for the modelling of spheroidal stellar systems with various anisotropy and rotation profiles. Meanwhile, the stability and evolution of anisotropic, rotating spheroidal systems were scarcely studied. What degree of anisotropy and rotation is expected at the formation of these structures, and at various epochs of their evolution? How do they evolve, in isolation? How does the environment impact their kinematics? In all these prospects, the linear response of stellar clusters is central to their fate. On the one hand, understanding how stable they are is necessary for their consistent modelling. Indeed, it identifies the ensemble of authorised states in which star clusters can be at the time of their observation. On the other hand, identifying the attractors among the stable equilibria is critical to analyse the way they can evolve and interact with their environment, therefore putting constraints on their scenarios of formation and evolution. Here, I use the response matrix method to evaluate the linear response of spherical equilibria, and complement it with N-body simulations. I extend the matrix method to rotating clusters, where the matrix has an extra degree of freedom, and develop numerical techniques leading to its fast computation. This allows me to perform numerous stability analyses, on many clusters with various degrees and flavours in their velocity anisotropy, and different degrees and distributions of net angular momentum. Since star clusters are intrinsically resonant systems, I interpret the stability of rotating, anisotropic star clusters using three known resonant destabilising processes: the radial orbit instability (ROI) in radially anisotropic systems, the circular orbits instability (COI) in tangentially anisotropic systems, and the tumbling instability (TI) in rotating systems. I find that non-rotating clusters with sufficient velocity anisotropy are unstable, both in the radial (ROI) and in the tangential regime (COI). Rotation further enhances the destabilisation of anisotropic systems (through the TI), hence it narrows down the authorised stability domain around isotropic systems. This means that stable spherical clusters can only have a low amount of anisotropy and rotation, and conversely that highly anisotropic or fast rotating clusters cannot be spherical. From a detailed study of destabilising processes, both in terms of resonances via linear theory, and in terms of location in the cluster via N-body simulations, I develop a stability criterion for tangentially anisotropic, rotating spheres with high shear, which reproduces the stability boundary of a large sample of simulations. These results show that resonant processes and self-sustained modes can be important drivers of the secular evolution of spheroidal star clusters with intricate kinematics. It will prove of prime importance at a time when ab initio cosmological simulations reach sufficient resolution to resolve their dynamics, to best make sense of how they evolve over a Hubble time.
Ces dernières décennies, des preuves observationnelles ont montré que les systèmes stellaires sphéroïdaux présentent une importante diversité cinématique. Des plus grandes galaxies aux plus petits amas stellaires, la distribution de vitesse des étoiles présente de l’anisotropie dans différentes directions (une préférence pour les orbites plutôt allongées ou plutôt circulaires), ainsi que de la rotation globale (une direction préférentielle de la vitesse azimutale). Il a aussi été montré que cette diversité varie au cours de l’histoire de l’Univers, par des changements brutaux ou des perturbations régulières. Ces observations ont ainsi récemment renouvelé l’intérêt de la modélisation de systèmes stellaires sphériques présentant des profils d’anisotropie et de rotation divers. Cependant, la stabilité et l’évolution des systèmes sphéroïdaux anisotropes en rotation a été peu étudiée. À quel degré d’anisotropie et de rotation s’attend-on après la formation de ces structures, et à différentes époques de leur évolution ? Comment évoluent-elles lorsqu’elles sont isolées? Comment leur environnement influe-t-il sur leur cinématique? La réponse linéaire de ces objets joue un rôle central dans leur destin. D’une part, la compréhension de leur stabilité est nécessaire à une modélisation cohérente. En effet, on peut alors identifier l’ensemble des états autorisés dans lesquels les amas stellaires peuvent être lorsqu’on les observe. D’autre part, l’identification des attracteurs parmi l’ensemble des équilibres stables est critique pour analyser la manière dont ils évoluent et interagissent avec leur environnement, ce qui permet de contraindre leurs scénarios de formation et d’évolution. Dans cette thèse, j’utilise la méthode de la matrice de réponse, complémentée par des simulations à N corps, pour évaluer la stabilité linéaire d’équilibres sphériques. J’étends cette méthode des matrices aux amas en rotation, ce qui lui donne un degré de liberté supplémentaire, et je développe des méthodes numériques qui optimisent son évaluation. Ces nouvelles méthodes me permettent d’effectuer de nombreuses analyses de stabilité, sur de nombreux amas présentant de l’anisotropie à des degrés et saveurs divers, ainsi qu’une variété dans l’amplitude et la distribution du moment angulaire net. Comme les amas stellaires sont des systèmes intrinsèquement résonants, j’interprète la stabilité des amas stellaires anisotropes en rotation par le biais de trois processus résonnants de déstabilisation connus : l’instabilité d’orbite radiale (ROI) dans les systèmes radialement anisotropes, l’instabilité d’orbite circulaire (COI) dans les systèmes tangentiellement anisotropes, et l’instabilité d’alignement (TI) dans les systèmes tournants. Je montre que les systèmes sans rotation présentant un haut degré d’anisotropie sont instables, autant dans le régime radial (ROI) que dans le régime tangentiel (COI). La rotation entraîne la déstabilisation des systèmes anisotropes (via la TI), ce qui réduit d’autant le domaine de stabilité autour des systèmes isotropes. Cela signifie que les amas sphériques stables ne peuvent pas avoir une anisotropie ou une rotation importantes, et à l’inverse que des systèmes fortement anisotropes ou en rotation rapide ne peuvent pas être sphériques. À partir d’une étude détaillée des processus de déstabilisation, d’une part en termes de résonances avec la méthode des matrices, d’autre part en termes de position dans l’amas grâce à des simulations à N corps, je présente un critère de stabilité pour les sphères tangentiellement anisotropes en rotation et avec fort cisaillement, en accord avec la limite de stabilité d’un large échantillon de simulations. Ces résultats montrent que les processus résonnants et les modes auto-maintenus peuvent être des sources importantes de l’évolution séculaire des amas stellaires sphéroïdaux à haute complexité cinématique. Ces résultats ont une importance particulière à une époque où les simulations cosmologiques atteignent une résolution suffisante pour analyser leur dynamique, afin de mieux comprendre comment ils évoluent au cours de l’histoire de l’Univers.
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Dates et versions

tel-03575979 , version 1 (20-09-2021)
tel-03575979 , version 2 (15-02-2022)

Identifiants

  • HAL Id : tel-03575979 , version 1

Citer

Simon Rozier. Linear Stability of Rotating Stellar Clusters. Galactic Astrophysics [astro-ph.GA]. Sorbonne Université, 2020. English. ⟨NNT : ⟩. ⟨tel-03575979v1⟩
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