1.4 Les mécanismes de formation et d’évolution
1.4.4 Mécanismes d’évolution séculaire interne
L’environnement joue un grand rôle dans l’évolution des galaxies. Cependant, des mécanismes internes sont aussi à l’œuvre pour modifier leurs propriétés intrinsèques (morphologie, couleur, masse, taille...).
Instabilités gravitationnelles des disques
Les instabillités gravitationnelles peuvent mener à la formation de barres et de pseudo-bulbes et participer à l’épaississement du disque, en particulier, à haut red- shift où les galaxies plus riches en gaz sont plus instables.
Un disque de galaxie en rotation est proche d’un système à l’équilibre où la gravi- tation compense la pression thermique et turbulente ainsi que la rotation. La théorie des ondes de densité introduite par Lin et Shu (1964) explique la formation des bras spiraux observés dans les disques des galaxies. En outre, la stabilité locale d’un disque mince en rotation a été étudiée par Toomre (1964). À petite échelle, le gaz est stabilisé par ses mouvements aléatoires qui équivalent à la pression, et les régions de tailles plus petites que la longueur de Jeans λJ sont stables. À grande échelle, la rotation différentielle du disque contre-balance la gravitation et les régions plus grandes que la longueur de Toomre λT sont stables. Ainsi, toutes les échelles entre λJ et λT sont instables à moins que λJ =λT. Ces deux longueurs caractéristiques se dérivent de la relation de dispersion d’un disque mince de gaz en rotation autogravitant (Binney et Tremaine, 1987) :
ω2=κ2+c2sk2−2πGΣ|k|, (1.14) où Σ est la densité surfacique, cs est la vitesse du son dans le fluide et κ est la fré- quence épicyclique qui correspond à la fréquence à laquelle un élément de fluide oscille radialement dans le disque. Dans le cas d’un disque képlerien, κ =Ω.
apparaît lorsque : |k| < kJ = 2πGΣc2 s = 2π λJ ⇒ λ >λJ = c 2 s GΣ. (1.15)
Les petites échelles sont stables quand la pression thermique domine l’auto-gravité du disque.
À l’inverse, les grandes échelles sont stables quand la rotation domine l’auto- gravité d’un disque froid (cs =0), et l’instabilité de Toomre se produit quand :
|k| > kT = κ 2 2πGΣ = 2π λT ⇒λ <λT = 4π 2GΣ κ2 . (1.16)
Revenons à la relation de dispersion qui prend en compte les deux forces (pression et rotation). Le disque est instable quand ω2 < 0 où, dans ce cas, les perturbations
croissent exponentiellement. La condition de stabilité correspond au cas où ω =0, et
elle est donnée par le critère de Toomre (1964) : Qg = csκ
πGΣ. (1.17)
Si Qg >1, le disque est stable et des instabilités axisymétriques peuvent croître. Un critère similaire a été proposé par Toomre (1964) pour un disque d’étoile dont la stabilité est recquise par :
Q⋆ = σ
⋆κ
3, 36GΣ⋆
>1, (1.18)
où σ⋆, la vitesse de dispersion des étoiles, joue le même rôle stabilisateur que la pres-
sion thermique du gaz.
Dans la réalité, les disques de galaxie contiennent à la fois du gaz et des étoiles, ce qui rend plus instable le disque de gaz, les étoiles s’ajoutant à l’auto-gravité du disque. Un critère de Toomre effectif combinant la présence des étoiles et du gaz a ainsi été calculé (Jog et Solomon, 1984; Elmegreen, 1995; Rafikov, 2001). Il est défini par : 1 Qeff = 2 Q⋆ q 1+q2 + 2 Qg Rq 1+R2q2 >1, (1.19)
avec R =cs/σ⋆ et q=kσ⋆/κ. Dans une galaxie spirale, ces coefficients sont de l’ordre
de l’unité.
La formation des barres, très fréquentes dans les galaxies spirales, est due à des instabilités non axisymétriques mais un mécanisme pour maintenir ou reformer les barres est nécessaire car ces dernières sont facilement détruites (Norman et al., 1996; Bournaud et Combes, 2002; Athanassoula et al., 2012). Combes et al. (1990) ont mon- tré que la présence d’une barre pouvait permettre la formation d’un pseudo-bulbe, en forme de boîte ou de cacahuète, les étoiles du disque pouvant être dispersées ver-
ticalement par résonance avec la barre. De façon plus dramatique, la présence d’une barre peut détruire le disque comme le suggère Kormendy et Kennicutt (2004) en re- distribuant efficacement la masse et le moment cinétique pour mener à la formation d’une concentration de masse centrale ressemblant aux produits de fusion.
Les violentes instabilités gravitationnelles qui peuvent se développer dans les disques riches en gaz à haut redshift sont un autre mécanisme pour expliquer la for- mation des bulbes. À partir de simulations numériques, Noguchi (1999); Immeli et al. (2004); Bournaud et al. (2007) ont montré qu’un disque riche en gaz se fragmente en de gros clumps comme on les observe à haut redshift dans les galaxies clumpy. Une fois formés par instabilités gravitationnelles, ces clumps migrent au centre de la ga- laxie par friction dynamique et fusionnent pour former un bulbe (Bournaud et al., 2007; Elmegreen et al., 2008).
Feedback
Le feedback5est un autre mécanisme interne qui influence l’évolution des galaxies. Les sources de feedback sont multiples : les vents stellaires des étoiles massives (Chiosi et Maeder, 1986), les supernovæ (Efstathiou, 2000), les noyau actifs de galaxies (Silk et Rees, 1998; Merloni et Heinz, 2008). Toutes ces sources ont, cependant, le même effet global : injecter de l’énergie dans le milieu interstellaire, ce qui va entrainer une ré- gulation de la formation stellaire. L’énergie injectée peut chauffer le gaz et empêcher la formation stellaire. Elle est aussi susceptible de détruire des nuages de formation d’étoiles (Murray et al., 2010). Le feedback peut finalement avoir un effet positif dans le cas où le gaz expulsé par les AGNs retombe dans la galaxie et se ré-accrète pour former des étoiles, et aussi dans le cas où les ondes de choc dues aux supernovæ compressent le gaz alentour et déclenchent la formation stellaire.
Des processus comme le feedback des AGNs ont été proposés pour vider une ga- laxie elliptique de son gaz et arrêter la formation stellaire (voir par exemple Granato et al., 2004) ce qui rendrait la galaxie rouge en 1 à 2 milliards d’années.