L’article pr´ec´edent est coh´erent avec un sc´enario o`u les fusions jouent un rˆole important dans la formation et l’´evolution des galaxies. Ce paragraphe pr´esente quelques simulations pr´eliminaires comparant des mod`eles hydrodynamiques de fu- sion de galaxies avec des observations GIRAFFE.
La figure 4.5 montre une s´equence de fusion entre deux galaxies de type Sbc. Cette s´equence provient de simulations hydrodynamiques r´ealis´ees par T.J. Cox1
(Cox et al., 2004). La masse baryonique des prog´eniteurs est Mbar ∼ 1010.3M¯ avec
une fraction d’environ 52% de gaz et une vitesse maximale de rotation d’environ 220 km/s. Le disque a un rayon Rd= 5.5kpc et le bulbe Rb = 0.45kpc. La s´equence
couvre un intervalle de temps de 3 Gyr par pas de 0.25 Gyr : la fusion proprement dite se produit `a t∼1.8 Gyr. Deux points importants concernant cette simulation doivent ˆetre not´es : (1) l’influence de l’environnement est n´eglig´ee (pas d’apport ext´erieur en gaz) et (2) l’effet du feedback provenant de l’activit´e AGN n’est pas pris en compte (voir premi`ere partie de cette th`ese). Ces deux effets conduisent `a minimiser le r´eservoir de gaz disponible. En toute rigueur, cette simulation ne doit donc ˆetre interpr´et´ee dans le cadre de la formation des galaxies spirales que jusqu’`a t∼2-2.5 Gyr. A la fin de la simulation, le r´esidu est de type sph´ero¨ıdal, bien qu’un disque en rotation de faible taille soit pr´esent au centre (voir figure 4.5).
La figure 4.4 montre la variation du rayon r1/2 contenant la moiti´e de la lumi`ere
au cours de l’interaction. Ce rayon est estim´e `a partir des cartes de densit´e surfa- cique de masse des ´etoiles fournies par T.J Cox : il s’agit donc en r´ealit´e du rayon contenant la moiti´e de la masse. La m´ethode utilis´ee est identique `a celle qui a servi `a estimer les r1/2 des LCGs ´etudi´ees dans les articles de ce chapitre. Cette mesure
a ´et´e r´ealis´ee sur le syst`eme constitu´e des deux prog´eniteurs `a la fois (except´e au d´ebut de l’interaction), ceux-ci ne pouvant ˆetre distingu´es s’ils ´etaient “redshift´es” `a z∼0.7. Cette figure montre qu’au cours de la fusion, il existe bien une phase o`u la morphologie du syst`eme apparaˆıt compacte.
Nous avons simul´e des observations GIRAFFE `a partir de cette s´equence d’in- teraction en redshiftant les galaxies `a z=0.7 en supposant que celles-ci ont une taille d’environ 3 arcsec : les images de la premi`ere colonne de la figure 4.5 ont alors une largeur correspondant `a la largeur de l’IFU GIRAFFE (la m´ethode de simulation est pr´esent´ee au chapitre 3).
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4.3. COMPARAISON AVEC DES MOD`ELES NUM´ERIQUES
Fig.4.4 – Evolution du rayon contenant la moiti´e de la lumi`ere au cours de la fusion de deux galaxies. La courbe noire correspond `a une vue inclin´ee (de 53 deg) et la rouge `a une vue de dessus. La partie en pointill´es correspond `a une mesure effectu´ee sur un seul des prog´eniteurs (avant la fusion). La ligne verticale pointill´ee indique le moment o`u se produit la fusion proprement dite.
La figure 4.5 montre que seules les structures cin´ematiques `a grande ´echelle pr´e- sentes dans la simulation hydrodynamique se retrouvent dans les cartes construites `a partir des simulations d’observations GIRAFFE. La figure 4.6 montre deux exemples o`u la ressemblance avec les cartes cin´ematiques de certaines galaxies compactes pr´e- sent´ees dans l’article Puech et al. (2005a) est frappante. Des comparaisons avec d’autres simulations num´eriques mettant en jeux des prog´eniteurs plus riches en gaz et de masses plus faibles sont en cours de r´ealisation et permettront tr`es certaine- ment d’affiner la comparaison. Ces simulations pr´eliminaires montrent d’ores et d´ej`a `a quel point la comparaison entre les mod`eles num´eriques et les observations peut ˆetre instructive.
CHAPITRE 4. R´ESULTATS : DYNAMIQUE DES GALAXIES LOINTAINES
Fig. 4.5 – Simulation d’observations GIRAFFE d’une s´equence de fusion entre deux galaxies Sbc. De gauche `a droite : densit´e surfacique de masse stellaire (repr´esenta- tion log), champ de vitesse du gaz, carte de dispersion de vitesse du gaz, champ de vitesse GIRAFFE simul´e, carte de dispersion de vitesse GIRAFFE simul´ee. La pa- lette de couleur est invers´ee par rapport aux conventions usuelles afin de faciliter la comparaison avec les cartes fournies par T.J. Cox : le cˆot´e de la galaxie qui s’´eloigne est en bleu. L’´echelle en vitesse du champ de vitesse est de ±300 km/s et celle des cartes de dispersion est de 0-300 km/s sur l’ensemble de la s´equence.
4.3. COMPARAISON AVEC DES MOD`ELES NUM´ERIQUES
CHAPITRE 4. R´ESULTATS : DYNAMIQUE DES GALAXIES LOINTAINES
Fig. 4.6 – Comparaison entre les simulations d’une fusion entre galaxies Sbc et des observations GIRAFFE. De gauche `a droite : morphologie stellaire (densit´e surfa- cique de masse stellaire pour les simulations et images HST en bande I pour les ob- servations) ; champ de vitesse du gaz ; carte de dispersion de vitesse du gaz. De haut en bas : simulations `a t=1.25 Gyr (voir figure pr´ec´edente) ; observations de la galaxie CFRS22.0975 ; simulations `a t=2.00 Gyr ; observations de la galaxie CFRS22.0919. Les ressemblances entre les morphologies et les champs de vitesse sont frappantes. Les ressemblances entre les cartes de dispersion sont moins ´evidentes (surtout pour le deuxi`eme exemple), ce qui certainement dˆu `a des diff´erences d’angle de vue entre simulations et observations.