Impact des fusions majeures sur l'évolution des galaxies spirales et naines

par Sylvain Fouquet

Thèse de doctorat en Astronomie et astrophysique

Sous la direction de François Hammer.

Soutenue en 2013

à Paris 7 .


  • Résumé

    La découverte de l'expansion de l'univers par Edwin Hubble en 1929 et l'étude de modèles cosmologiques ont retiré à l'univers son image statique et infinie; l'univers évolue depuis plus de 13 milliards d'années, depuis le Big Bang. Le modèle cosmologique standard hiérarchique LCDM prédit que, durant cette évolution, les halos de matière noire auraient principalement accrété de la masse par fusions successives. L'évolution des baryons, qui se trouveraient être en quantité bien plus faible, aurait suivi celle de la matière noire. Deux types de fusions auraient structuré l'évolution des galaxies : les fusions mineures et majeures. De plus, une accrétion continue de gaz froid, similaire à de nombreuses fusions mineures, aurait aussi pu jouer un rôle dans l'assemblage de la masse des galaxies. Les fusions mineures et l'accrétion de gaz entraînent une évolution douce des galaxies. A contrario, les fusions majeures modifient brutalement la morphologie aussi bien que la cinématique des galaxies en fusion et forment ainsi de nouvelles galaxies. Une dernière forme d'évolution apparaît lorsque la galaxie est isolée ou pendant une période séparant deux épisodes de fusion : l'évolution séculaire. La morphologie et la cinématique d'une galaxie peuvent alors changer via des perturbations internes ou générées par la dernière fusion. L'évolution séculaire n'ajoute pas de masse à la galaxie; seule, elle est insuffisante pour créer une galaxie. Pour mieux contraindre l'évolution des galaxies, je me suis tout d'abord penché sur l'évolution des galaxies durant les huit derniers milliards d'années. Dans cette optique, j'ai travaillé sur des données observationnelles du programme IMAGES (Intermediate MAss Galaxies Evolution Sequence), une étude, basée sur 63 galaxies situées à des redshifts intermédiaires (z = 0. 6), ayant pour objectif de dresser un portrait de l'état des galaxies à redshifts intermédiaires et de comprendre les mécanismes à l'oeuvre dans leur évolution. J'ai principalement utilisé les méthodes de travail développées sur l'échantillon du projet IMAGES pour 12 nouvelles galaxies ayant un redshift moyen légèrement plus grand (z = 0. 7 au lieu de 0. 6). Avec les données du HST provenant du relevé GOODS, j'ai classé morphologiquement les galaxies du nouvel échantillon. Puis, utilisant les données du spectrographe multi-objets GIRAFFE, j'ai déterminé la cinématique de ces galaxies. Je retrouve, pour une plus petite statistique, les résultats du projet IMAGES : la fraction importante de galaxies particulières qui représentent plus de 50% des galaxies de masses intermédiaires à des redshifts intermédiaires, au détriment des galaxies spirales ; une corrélation entre la classe morphologique des galaxies spirales et celle cinématique des galaxies en rotation; une tendance pour les galaxies particulières à avoir une cinématique complexe ou perturbée. Ces résultats impliquent que les galaxies ont changé de morphologie entre z = 0,7 et z = 0. Les galaxies ayant une cinématique complexe ou perturbée sur de grandes échelles (> 5 kpc) requièrent des mécanismes bouleversant l'ensemble du gaz. Le mécanisme d'évolution le plus apte à les expliquer est la fusion majeure plutôt que l'accrétion lente de gaz ou la fusion mineure de galaxies naines. Les galaxies elliptiques de l'univers proche étant déjà en place à z > 1, les galaxies particulières ont dû alors évoluer en galaxies spirales. Tester le scénario de reconstruction des galaxies spirales après une fusion majeure a été le second axe de mon travail de recherche. La fraction de gaz, plus élevée dans le passé (> 50 % à z = 1 — 2), joue un rôle primordial dans ce processus de reconstruction. Une partie du gaz en se refroidissant après une fusion majeure tombe dans le potentiel de la galaxie tout en conservant son moment angulaire et peut ainsi reformer un disque. Hammer et al. (2005a) interprète la formation stellaire sur les huit derniers milliards d'années ainsi que l'évolution de la morphologie et des abondances des galaxies par des épisodes de fusions majeures suivis de formation de galaxies spirales par reconstruction d'un disque. Suivant ce scénario, de nombreuses galaxies spirales de l'univers proche résulteraient d'une fusion majeure. La galaxie M31 semble être une bonne candidate pour ce type de phénomène. Elle a un nombre d'amas globulaires et de galaxies naines près de deux fois supérieur à celui de la Voie Lactée, plusieurs courants stellaires dont le Giant Stream et surtout un bulbe classique. J'ai participé au travail de reconstruction de M31 après une fusion majeure via des simulations numériques afin de tester cette hypothèse. Une fusion majeure de rapport de masse 3, avec des fractions de gaz dépassant les 60 % et comprenant un premier passage il y a 8-9 milliards d'années et une fusion il y a 5-6 milliards d'années, reproduit les structures morphologiques et cinématiques principales de M31 (bulbe, disque épais, disque mince, Giant Stream), renforçant ainsi le scénario de reconstruction du disque après une fusion majeure. Mon dernier travail de recherche a porté sur les conséquences des fusions majeures sur leur environnement. En effet, les débris éjectés d'une fusion majeure peuvent atteindre des masses de plus de 15 % de la masse baryonique totale des galaxies en fusion. La majeure partie de la matière éjectée à grande distance pourrait être due à la formation de queues de marée durant la fusion. A l'intérieur de ces queues de marée, de nouvelles galaxies naines peuvent se former, des galaxies naines de marée. Une fusion majeure peut donc être la source de la formation de nouvelles galaxies. Si la majeure partie des galaxies spirales se sont formées par fusions majeures, les conséquences de ces dernières ne peuvent être négligées. Plus particulièrement, la fusion majeure qui serait à l'origine de M31 aurait pu essaimer des galaxies naines dans le Groupe Local. Il se trouve que les galaxies naines de la Voie Lactée ont deux particularités : une distribution spatiale en forme de plan épais, dénommée VPOS (Vast Polar Structure), et la présence de deux galaxies naines irrégulières, les Nuages de Magellan (MC pour Magellanic Cloud), très proches de la Voie Lactée (< 60 kpc). Mon travail a consisté à tester l'hypothèse qu'une queue de marée, éjectée par la fusion majeure de M31, ait pu former les galaxies naines compagnons de la Voie Lactée. Ce scénario est probant pour reproduire leur distribution spatiale et la distribution de leur moment angulaire. Cependant, il semble en contradiction avec les rapports M/L élevés dans les galaxies naines sphéroïdales déduits des mesures de dispersion de vitesse. Ces rapports s'expliqueraient par la présence de grandes quantités de matière noire alors que les galaxies naines de marée en sont dépourvues par essence. Cette apparente contradiction pourrait s'expliquer si l'hypothèse de la stabilité interne des galaxies naines est abandonnée. Plus généralement, cette étude relance la question de l'origine des galaxies naines. Sont-elles des reliques des galaxies primordiales de l'univers ou le résultat de fusions majeures? Si le phénomène de fusion majeure est confirmée comme le mécanisme principal de formation des galaxies spirales et si des études démontrent qu'un grand nombre de galaxies naines de marée sont créées lors de ces événements, la recherche sur la formation, le nombre et la distribution spatiale des galaxies naines sera alors à revoir.


  • Résumé

    The discovery of the expansion of the Universe in 1929 by Edwin Hubble and the study of cosmological models have removed the static and infinite view of the Universe ; the Universe has been evolving for 13 Gyrs, since the Big Bang. The standard hierarchical LCDM cosmological model predict that, during this evolution, the dark matter haloes would have mainly accreted their mass by successive mergers. The baryonic evolution would have followed that of the dark matter one because baryons are in minority compared to the dhrk matter. Two kind of mergers would have structured the evolution of galaxies : the minor and major mergers. Moreover, a continuous accretion of cold gas, similar to several minor mergers could also be an important mechanism to gather galaxy masses. The minor mergers and the gas accretion lead to a soft galaxy evolution. On the other hand, the major mergers suddenly modify the morphology as well as the the kinematic of merger galaxies and thus form new galaxies. A last type of evolution can appear when a galaxy is isolated or during a period between two mergers: the secular evolution. The morphology and the kinematic of a galaxy can thus change via internai perturbations or generated by the last merger. The secular evolution does not add mass to the galaxie ; alone, it is inefficient to create a galaxy. In order to better constrain the galaxy evolution, I first work on the galaxy evolution during the last eight Gyrs. In this topic, I have worked on observational data of the IMAGES (Interme- diate MAss Galaxies Evolution Sequence) project, a study, based on 63 galaxies at intermediate redshift (z = 0. 6), whose the main objective is to draw up a picture of the galaxy state at intermediate redshift and to understand the evolution mechanisms. I have mainly used the me- thods developed on the IMAGES sample for 12 new galaxies who have a mean redshift slightly higher than that of the previous sample (z = 0. 7 instead of 0. 6). With HST data from GOODS, I have morphologically classified the galaxies of the new sample. Then, using the data of the multi-object spectrographe GIRAFFE, I have determined their kinematic. I have confirmed, for a smaller statistic, the results of the IMAGES project : the important fraction of the peculiar galaxies which represent more than 50 % of the intermediate mass galaxies at intermediate red- shifts at the cost of the spiral ones; a correlation between the morphological spiral class and the kinematical rotating disk one; a trend for the peculiar galaxies to have complex or perturbed kinematics. These results imply that galaxies have changed their morphology between z = 0. 7 and z = 0. The galaxies which have a complex or perturbed kinematic on large scales (> 5 kpc) require mechanisms which can deeply change the motion of their gas. The major merger is likely the mechanism to explain these kinematics rather than the soft gas accretion or the minor merger. The peculiar galaxies had to evolve into spiral galaxies because the elliptical ones were already in place at z > 1. My second research work was to test the scenario of rebuilding spiral galaxies after a major merger. The gas fraction in galaxies which is higher in the past (> 50 % at z = 1 - 2) has a prominent rote in the rebuilding process. A part of the gas fall by cooling into the galaxy potential after a merger, keeping its angular momentum which make possible the rebuilding of a disk. Hammer et al. (2005a) explain the stellar formation during the last eight Gyrs as well as the morphological evolution and abundance of the galaxies by short major merger phases followed by disk rebuilding phases. According to this scenario, several spiral galaxies of the nearby universe would be the result of major mergers. The Andromeda galaxy seems to be a good canditate for this kind of phenomenon. It has a number of globular clusters and dwarf galaxies close to twice that of the Milky Way, several stellar streams whose the Giant Stream and especially a classical bulge. I have participated to the M31 rebuilding scenario by a merger major via numerical simulations in order to test this hypothesis. A major merger with a mass ratio 3, gas fractions over 60 % and described by a first passage occuring 8-9 Gyrs ago followed by a second passage 5-6 Gyrs ago, reproduce the main morphological and kinematical structures of M31 (bulge, thick and thin disks, Giant Stream). This supports the M31 disk rebuilding scenario alter a major merger. My last work deals with the consequences of major mergers on their environment. Indeed, the matter ejected by a major merger can reach masses of more than 15 % of the total baryonic mass of merger galaxies. The main part of this matter could be ejected at large distances due to the tidal tail formation during the merger. Inside these tidal tails, new galaxies can be formed, the tidal dwarf galaxies. Thus, a major merger can be at the origin of new forming galaxies. If the main part of the spiral galaxies have been formed after a major merger, the consequences of this evolution process can not be neglicted. More specifically, the major merger which would be at the origin of the Andromeda galaxy could have populated the Local Group with tidal dwarf galaxies. The Milky Way dwarf galaxies have two particularities : a spatial distribution which form a thick plan, named the VPOS (Vast Polar Structure), and the presence of two dwarf irregular galaxies, the Magellanic Clouds (MC), very close to the Milky Way (< 60 kpc). My work has consisted in testing the hypothesis that a tidal tail, ejected by the M31 merger major, could have formed the companion dwarf galaxies of the Milky Way. This scenario is convincing to reproduce their spatial and angular momentum distribution. However, it seems in contradiction with the high mass-to-light ratio measured by velocity dispersions in the dwarf spheroidal galaxies. These ratios could be explained by the presence of large amounts of dark matter, whereas the tidal dwarf galaxies have no dark matter by nature. This apparent contradiction could be explained if the hypothesis of the internai stability of the dwarf galaxies is discarded. More generally, this study revive the question about the dwarf galaxy origin. Are they relics of the primordial galaxies of the Universe or the result of major mergers? If the major merger phenomenon is confirmed as the main méchanism to form spiral galaxies and if studies prove that a major merger can create several tidal dwarf galaxies, the research on the formation, the number and the spatial distribution of the dwarf galaxies will have to be re-examined.

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