Fusion de galaxies - Galaxy merger

Les Mice Galaxies (NGC 4676 A&B) sont en train de fusionner.

Cette vue d'artiste montre la fusion entre deux galaxies conduisant à la formation d'une galaxie à disque.

Les fusions de galaxies peuvent se produire lorsque deux galaxies (ou plus) entrent en collision. Ils sont le type d' interaction galactique le plus violent . Les interactions gravitationnelles entre galaxies et le frottement entre le gaz et la poussière ont des effets majeurs sur les galaxies impliquées. Les effets exacts de telles fusions dépendent d'une grande variété de paramètres tels que les angles de collision , les vitesses et la taille/composition relative, et constituent actuellement un domaine de recherche extrêmement actif. Les fusions de galaxies sont importantes parce que le taux de fusion est une mesure fondamentale de l' évolution des galaxies . Le taux de fusion fournit également aux astronomes des indices sur la façon dont les galaxies se sont gonflées au fil du temps.

La description

Au cours de la fusion, les étoiles et la matière noire de chaque galaxie sont affectées par l'approche de la galaxie. Vers les derniers stades de la fusion, le potentiel gravitationnel (c'est-à-dire la forme de la galaxie) commence à changer si rapidement que les orbites des étoiles sont considérablement modifiées et perdent toute trace de leur orbite antérieure. Ce processus est appelé « relaxation violente ». Par exemple, lorsque deux galaxies à disques entrent en collision, elles commencent avec leurs étoiles dans une rotation ordonnée dans les plans des deux disques séparés. Lors de la fusion, ce mouvement ordonné est transformé en énergie aléatoire (« thermalisée »). La galaxie résultante est dominée par des étoiles qui orbitent autour de la galaxie dans un réseau d'orbites interactif compliqué et aléatoire, ce qui est observé dans les galaxies elliptiques.

NGC 3921 est une paire de disques de galaxies en interaction aux derniers stades de sa fusion.

Les fusions sont également des emplacements de quantités extrêmes de formation d'étoiles . Le taux de formation d'étoiles (SFR) lors d'une fusion majeure peut atteindre des milliers de masses solaires de nouvelles étoiles chaque année, en fonction de la teneur en gaz de chaque galaxie et de son décalage vers le rouge. Les SFR de fusion typiques sont inférieurs à 100 nouvelles masses solaires par an. C'est important par rapport à notre Galaxie, qui ne fabrique que quelques nouvelles étoiles chaque année (~ 2 nouvelles étoiles). Bien que les étoiles ne se rapprochent presque jamais assez pour entrer en collision lors de fusions de galaxies, les nuages moléculaires géants tombent rapidement au centre de la galaxie où ils entrent en collision avec d'autres nuages moléculaires. Ces collisions induisent alors des condensations de ces nuages en de nouvelles étoiles. Nous pouvons voir ce phénomène dans la fusion des galaxies dans l'univers proche. Pourtant, ce processus était plus prononcé lors des fusions qui ont formé la plupart des galaxies elliptiques que nous voyons aujourd'hui, qui se sont probablement produites il y a 1 à 10 milliards d'années, alors qu'il y avait beaucoup plus de gaz (et donc plus de nuages moléculaires ) dans les galaxies. De plus, loin du centre de la galaxie, les nuages de gaz se heurteront les uns aux autres, produisant des chocs qui stimuleront la formation de nouvelles étoiles dans les nuages de gaz. Le résultat de toute cette violence est que les galaxies ont tendance à avoir peu de gaz disponible pour former de nouvelles étoiles après leur fusion. Ainsi, si une galaxie est impliquée dans une fusion majeure, puis que quelques milliards d'années s'écoulent, il ne lui restera que très peu de jeunes étoiles (voir Evolution stellaire ). C'est ce que nous voyons dans les galaxies elliptiques d'aujourd'hui, très peu de gaz moléculaire et très peu de jeunes étoiles. On pense que cela est dû au fait que les galaxies elliptiques sont les produits finaux de fusions majeures qui utilisent la majorité du gaz pendant la fusion, et donc une formation supplémentaire d'étoiles après l'extinction de la fusion.

Les fusions de galaxies peuvent être simulées dans des ordinateurs, pour en savoir plus sur la formation des galaxies. Les paires de galaxies initialement de tout type morphologique peuvent être suivies, en tenant compte de toutes les forces gravitationnelles , ainsi que de l' hydrodynamique et de la dissipation du gaz interstellaire, de la formation d'étoiles à partir du gaz, et de l'énergie et de la masse relâchées dans le milieu interstellaire par les supernovae . Une telle bibliothèque de simulations de fusion de galaxies est disponible sur le site GALMER. Une étude dirigée par Jennifer Lotz du Space Telescope Science Institute de Baltimore, dans le Maryland, a créé des simulations informatiques afin de mieux comprendre les images prises par le télescope Hubble . L'équipe de Lotz a tenté de prendre en compte un large éventail de possibilités de fusion, allant d'une paire de galaxies de masses égales réunies à une interaction entre une galaxie géante et une minuscule. L'équipe a également analysé différentes orbites pour les galaxies, les impacts de collision possibles et la façon dont les galaxies étaient orientées les unes par rapport aux autres. Au total, le groupe a proposé 57 scénarios de fusion différents et étudié les fusions sous 10 angles de vue différents.

L'une des plus grandes fusions de galaxies jamais observées consistait en quatre galaxies elliptiques dans l'amas CL0958+4702. Elle pourrait former l'une des plus grandes galaxies de l'Univers.

Catégories

Les fusions de galaxies peuvent être classées en groupes distincts en raison des propriétés des galaxies fusionnantes , telles que leur nombre, leur taille comparative et leur richesse en gaz .

Par numéro

Les fusions peuvent être classées par le nombre de galaxies engagées dans le processus :

Fusion binaire: Deux galaxies en interaction fusionnent.
Fusion multiple: Trois galaxies ou plus fusionnent.

Par taille

Les fusions peuvent être classées selon la mesure dans laquelle la plus grande galaxie impliquée est modifiée en taille ou en forme par la fusion :

Fusion mineure: Une fusion est mineure si l'une des galaxies est significativement plus grande que l'autre ou les autres. La plus grande galaxie "mange" souvent la plus petite, absorbant la plupart de son gaz et de ses étoiles avec peu d'autres effets significatifs sur la plus grande galaxie. On pense que notre galaxie d'origine, la Voie lactée , absorbe actuellement plusieurs galaxies plus petites de cette manière, telles que la galaxie naine majeure de Canis et peut-être les nuages de Magellan . On pense que le Virgo Stellar Stream est les restes d'une galaxie naine qui a été principalement fusionnée avec la Voie lactée.
Fusion majeure: Une fusion de deux galaxies spirales qui sont approximativement de la même taille est majeure ; s'ils entrent en collision à des angles et à des vitesses appropriés, ils fusionneront probablement d'une manière qui chassera une grande partie de la poussière et du gaz grâce à une variété de mécanismes de rétroaction qui incluent souvent une étape dans laquelle il y a des noyaux galactiques actifs . On pense que c'est la force motrice derrière de nombreux quasars . Le résultat final est une galaxie elliptique , et de nombreux astronomes émettent l'hypothèse que c'est le principal mécanisme qui crée des elliptiques.

Une étude a révélé que les grandes galaxies ont fusionné les unes avec les autres en moyenne une fois au cours des 9 derniers milliards d'années. Les petites galaxies ont fusionné plus fréquemment avec les grandes galaxies. Notez que la Voie lactée et la galaxie d'Andromède devraient entrer en collision dans environ 4,5 milliards d'années . Le résultat attendu de la fusion de ces galaxies serait majeur car elles ont des tailles similaires, et passera de deux galaxies spirales "grand design" à (probablement) une galaxie elliptique géante .

Par richesse gazeuse

Les fusions peuvent être classées en fonction du degré d'interaction du gaz (le cas échéant) transporté à l'intérieur et autour des galaxies fusionnantes :

Fusion humide: Une fusion humide se produit entre les galaxies riches en gaz (galaxies "bleues"). Les fusions humides produisent généralement une grande quantité de formation d' étoiles, transforment disque galaxies en galaxies elliptiques et déclenchement quasar activité.
Fusion sèche: Une fusion entre des galaxies pauvres en gaz (galaxies "rouges") est appelée sèche . Les fusions sèches ne modifient généralement pas beaucoup les taux de formation d'étoiles des galaxies , mais peuvent jouer un rôle important dans l'augmentation de la masse stellaire .
Fusion humide: Une fusion humide se produit entre les deux mêmes types de galaxies mentionnés ci-dessus (galaxies "bleues" et "rouges"), s'il y a suffisamment de gaz pour alimenter une formation d'étoiles significative mais pas assez pour former des amas globulaires
Fusion mixte: Une fusion mixte se produit lorsque des galaxies riches et pauvres en gaz (galaxies "bleues" et "rouges") fusionnent.

Arbres de l'historique des fusions

Dans le modèle cosmologique standard, on s'attend à ce que n'importe quelle galaxie se soit formée à partir de quelques ou plusieurs fusions successives de halos de matière noire , dans lesquelles le gaz se refroidit et forme des étoiles au centre des halos, devenant les objets optiquement visibles historiquement identifiés comme des galaxies pendant le vingtième siècle. La modélisation du graphique mathématique des fusions de ces halos de matière noire, et à son tour, la formation d'étoiles correspondante, a été initialement traitée soit en analysant des simulations purement gravitationnelles à N corps, soit en utilisant des réalisations numériques de formules statistiques ("semi-analytiques").

Lors d'une conférence de cosmologie observationnelle à Milan en 1992 , Roukema, Quinn et Peterson ont montré les premiers arbres historiques de fusion de halos de matière noire extraits de simulations cosmologiques à N corps. Ces arbres historiques de fusion ont été combinés avec des formules pour les taux de formation d'étoiles et la synthèse évolutive de la population, produisant des fonctions de luminosité synthétique des galaxies (statistiques sur le nombre de galaxies intrinsèquement brillantes ou faibles) à différentes époques cosmologiques. Compte tenu de la dynamique complexe des fusions de halo de matière noire, un problème fondamental dans la modélisation de l'arbre historique des fusions est de définir quand un halo à un pas de temps est un descendant d'un halo au pas de temps précédent. Le groupe de Roukema a choisi de définir cette relation en exigeant que le halo au dernier pas de temps contienne strictement plus de 50 pour cent des particules du halo au premier pas de temps ; cela garantissait qu'entre deux pas de temps, tout halo pouvait avoir au plus un seul descendant. Cette méthode de modélisation de la formation des galaxies produit des modèles calculés rapidement des populations de galaxies avec des spectres synthétiques et des propriétés statistiques correspondantes comparables aux observations.

Indépendamment, Lacey et Cole ont montré lors de la même conférence de 1992 comment ils ont utilisé le formalisme de Press-Schechter combiné avec la friction dynamique pour générer statistiquement des réalisations Monte Carlo des arbres d'histoire de fusion de halo de matière noire et la formation correspondante des noyaux stellaires (galaxies) des halos. . Kauffmann , White et Guiderdoni ont étendu cette approche en 1993 pour inclure des formules semi-analytiques pour le refroidissement du gaz, la formation d'étoiles, le réchauffement du gaz des supernovae et pour l'hypothèse de conversion des galaxies discales en galaxies elliptiques. Le groupe Kauffmann et Okamoto et Nagashima ont ensuite adopté l' approche de l'arbre d'historique de fusion dérivé de la simulation à N corps.