Théories expliquant la formation des spirales et rôle des barres dans la redistribution du gaz et des étoiles
Dans les galaxies, on observe souvent des bras spiraux impressionnants ou des barres centrales – des caractéristiques dynamiques fascinantes tant pour les astronomes professionnels que pour les amateurs. Dans les galaxies spirales, les bras marquent des régions brillantes de formation d'étoiles tournant autour du centre, tandis que dans les galaxies spirales barrées, une concentration allongée d'étoiles traverse le noyau. Ce ne sont pas de simples ornements statiques – ces structures reflètent la gravité en action, les flux de gaz et les processus de formation d'étoiles dans le disque. Cet article examine comment se forment et persistent les motifs spiraux, l'importance des barres et comment ces deux facteurs influencent la distribution du gaz, des étoiles et du moment angulaire dans l'évolution cosmique à long terme.
1. Bras spiraux : vue d'ensemble
1.1 Propriétés observées
Les galaxies spirales présentent généralement une forme de disque avec des bras brillants s'étendant depuis le noyau central. Les bras apparaissent souvent bleutés ou lumineux dans les images optiques, indiquant une activité de formation d'étoiles. Selon les observations, on distingue :
- Spirales « grand design » : Quelques bras brillants et continus, clairement étendus autour de tout le disque (par ex., M51, NGC 5194).
- Spirales « floconneuses » : Beaucoup de fragments spiraux dispersés sans motif global évident (par ex., NGC 2841).
Les bras contiennent de nombreuses régions H II, des amas d'étoiles jeunes et des nuages moléculaires, jouant ainsi un rôle crucial dans le « maintien » d'une nouvelle population d'étoiles.
1.2 Problème du « tordage » des bras
Une difficulté évidente est que, en raison de la vitesse de rotation différente du disque, tout motif fixe devrait se tordre assez rapidement et ainsi « s'étirer » en quelques centaines de millions d'années. Cependant, les observations montrent que les spirales persistent beaucoup plus longtemps, donc les bras ne peuvent pas être considérés comme des « mains matérielles » tournant avec les étoiles. Au contraire, ce sont des ondes de densité ou certains motifs se déplaçant à une vitesse différente de celle des étoiles et du gaz [1].
2. Théories de formation des motifs spiraux
2.1 Théorie des ondes de densité
Théorie des ondes de densité, proposée dans les années 70 par C. C. Lin et F. H. Shu, affirme que les bras spiraux sont des ondes quasi-stationnaires dans le disque galactique. Points clés :
- Motifs d'ondes : Les bras sont des régions de densité plus élevée (comme des « embouteillages sur l'autoroute »), se déplaçant plus lentement que la vitesse orbitale des étoiles.
- Stimulation de la formation d'étoiles : Lorsque le gaz pénètre dans une zone plus dense, il se comprime et forme des étoiles. Ces amas d'étoiles jeunes et lumineux mettent en valeur le bras.
- Longévité : La stabilité du motif est déterminée par la solution ondulatoire des instabilités gravitationnelles dans le disque en rotation [2].
2.2 Amplification « Swing » (Swing Amplification)
« Swing Amplification » – un autre mécanisme souvent mentionné dans les simulations numériques. Lorsqu'un excès de densité se forme dans un disque en rotation, coupé en forme de disque, la gravité peut, sous certaines conditions (liées au paramètre Toomre Q, au gradient du disque et à l'épaisseur), le renforcer. Cela crée des structures spirales qui soutiennent parfois un caractère « grand-design » ou se fragmentent en de nombreux segments de bras [3].
2.3 Origine des spirales de marée
Dans certains cas de galaxies, les interactions de marée ou de petites fusions peuvent créer des caractéristiques spirales marquées. Par exemple, une voisine de passage perturbe le disque, maintenant ainsi les bras spiraux. Dans des systèmes comme M51 (la galaxie du Tourbillon), les spirales très prononcées semblent stimulées par la traction d'une galaxie satellite [4].
2.4 « Flocculent » vs. « Grand-Design »
- Les spirales « Grand-design » correspondent souvent à des solutions d'ondes de densité, pouvant être renforcées par des interactions ou des barres générant des motifs globaux.
- Les spirales « Flocculent » peuvent provenir d'instabilités locales et d'ondes éphémères, se formant et disparaissant continuellement. Les ondulations qui se chevauchent donnent une apparence plus désordonnée au disque.
3. Barres dans les galaxies spirales
3.1 Caractéristiques observées
Barre – un amas d'étoiles allongé ou ovale traversant le centre de la galaxie et reliant les côtés du disque. Environ deux tiers des galaxies spirales possèdent une barre (par exemple, les galaxies SB dans la classification de Hubble, dont notre Voie lactée). Les barres se caractérisent par :
- Protrusion du renflement (bulge) vers le disque.
- Rotation approximativement comme une onde rigide.
- Zones annulaires ou nucléaires, où les barres concentrent le gaz, provoquant une intense formation d'étoiles ou une activité nucléaire [5].
3.2 Formation et stabilité
Instabilités dynamiques dans un disque en rotation peuvent spontanément créer une barre si le disque est suffisamment autogravitant. Facteurs importants :
- Redistribution du moment angulaire (KM) : La barre peut aider à échanger le KM entre différentes parties du disque (et des halos).
- Interaction avec les halos de matière noire : Le halo peut absorber ou transmettre le moment angulaire (KM), en influençant la croissance ou la disparition de la barre.
Une fois formées, les barres durent généralement des milliards d'années, bien que des interactions fortes ou des effets résonants puissent modifier leur intensité.
3.3 Flux de gaz induit par la barre
L'effet essentiel de la barre est de transporter le gaz vers le centre :
- Fronts de choc dans les bandes de poussière de la barre : Les nuages de gaz subissent des moments de torsion gravitationnels, perdent du moment cinétique et migrent vers le noyau galactique.
- Formation d'étoiles intense : Le gaz accumulé peut former des structures résonantes en anneau ou des configurations discoïdales autour du renflement, déclenchant une explosion de formation d'étoiles dans le noyau ou un noyau actif (AGN).
Ainsi, la barre régule efficacement la croissance du renflement et du trou noir central, reliant la dynamique du disque à l'activité du noyau [6].
4. Bras spiraux et barres : processus liés
4.1 Résonances et vitesses de motif
Dans de nombreuses régions de la galaxie, barre et spirales coexistent. La vitesse de motif de la barre (lorsqu'elle tourne comme une onde) peut résonner avec les fréquences orbitales du disque, « ancrant » ou synchronisant peut-être les bras spiraux qui commencent aux extrémités de la barre :
- Théorie des « manifolds » : Certaines simulations montrent que les bras spiraux dans les galaxies barrées peuvent apparaître comme des manifolds s'étendant depuis les « extrémités » de la barre, créant ainsi une structure « grand design » liée à la rotation de la barre [7].
- Résonances internes et externes : Les résonances aux extrémités des barres peuvent former des anneaux ou des zones de transition où les flux de la barre rencontrent les régions des ondes spirales.
4.2 Force de la barre et maintien des spirales
Une barre forte peut renforcer les motifs spiraux ou, dans certains cas, redistribuer les gaz de manière si efficace que la galaxie change de type morphologique (par exemple, passant d'une spirale de type tardif à un type précoce avec un renflement important). Dans certaines galaxies, les interactions barre-spirale se produisent de manière cyclique : les barres peuvent s'affaiblir ou se renforcer sur des périodes cosmiques, modifiant la luminosité des bras spiraux.
5. Données d'observation et exemples concrets
5.1 La barre et les bras de la Voie lactée
Notre Voie lactée est une spirale barrée, dont la barre centrale s'étend sur plusieurs kiloparsecs, et plusieurs bras spiraux sont identifiés selon la distribution des nuages moléculaires, des régions H II et des étoiles OB. Les cartes infrarouges du ciel confirment la barre, derrière laquelle se trouvent des nappes de poussière, tandis que les observations radio/CO montrent d'importants flux de gaz se déplaçant le long des bandes de poussière de la barre. Des modèles détaillés soutiennent l'idée que la barre stimule continuellement l'afflux de matière vers la région nucléaire.
5.2 Barres proéminentes dans d'autres galaxies
Des galaxies comme NGC 1300 ou NGC 1365 possèdent des barres bien marquées, qui se prolongent en spirales distinctes. Les observations montrent des bandes de poussière, une formation d'étoiles en anneau et un mouvement des gaz moléculaires, confirmant que la barre transfère significativement le moment angulaire. Dans certaines galaxies barrées, la position de la « fin » de la barre s'intègre harmonieusement au motif des bras spiraux, indiquant une jonction résonante.
5.3 Spirales de marée et interactions
Dans des systèmes tels que M51 On observe que le petit satellite peut soutenir et renforcer deux spirales marquées. Les différences de rotation et la traction gravitationnelle périodique créent l'une des plus belles images « grand design » dans le ciel. L'étude de ces spirales « forcées par marée » confirme que les perturbations externes peuvent renforcer ou « verrouiller » les motifs spiraux [8].
6. Évolution des galaxies et processus de changement séculaire
6.1 Évolution séculaire par les barres
Au fil du temps, les barres peuvent entraîner une évolution séculaire (progressive) : le gaz s'accumule dans le noyau central ou la région de pseudo-renflement, la formation stellaire réorganise le noyau galactique, et la force de la barre peut varier. Ce changement morphologique « lent » diffère des transformations brusques dues aux grandes fusions et montre comment la dynamique interne du disque peut modifier progressivement la galaxie spirale de l'intérieur [9].
6.2 Régulation de la formation stellaire
Les spirales, qu'elles soient basées sur des ondes de densité ou des instabilités locales, sont des « usines » de nouvelles étoiles. Le gaz traversant la spirale subit une compression qui déclenche la formation stellaire. Les barres accélèrent encore ce processus en transportant du gaz supplémentaire vers le centre. Sur des milliards d'années, ces processus épaississent le disque stellaire, enrichissent le milieu interstellaire et nourrissent le trou noir central.
6.3 Liens avec la croissance des renflements et les AGN
Les flux contrôlés par les barres peuvent concentrer beaucoup de gaz vers le noyau, déclenchant parfois des épisodes AGN si le gaz atteint le trou noir supermassif. Les périodes répétées de formation ou de disparition des barres peuvent engendrer des caractéristiques de renflement, créant un pseudo-renflement (avec une cinématique de disque), différent des noyaux classiques obtenus par fusion.
7. Observations et simulations futures
7.1 Images à haute résolution
Les futurs télescopes (par ex., les très grands télescopes terrestres, le télescope spatial Nancy Grace Roman) fourniront des données IR proches plus détaillées sur les spirales transversales, permettant d'étudier les anneaux de formation stellaire, les bandes de poussière et les flux de gaz. Ces informations aideront à affiner les modèles d'influence des barres sur l'évolution dans une gamme plus large de décalages vers le rouge.
7.2 Spectroscopie à champ intégral (IFU)
Les projets IFU (par ex., MANGA, SAMI) capturent les champs de vitesse et les gaz chimiques dans tout le disque galactique, fournissant des cartes cinématiques bidimensionnelles des barres et des spirales. Ces données éclairent les afflux, les résonances et les impulsions de formation stellaire, soulignant la synergie entre la barre et les ondes spirales qui alimentent le disque.
7.3 Simulations avancées des disques
Les simulations hydrodynamiques les plus récentes (par ex., les sous-modèles FIRE, IllustrisTNG) visent à reproduire de manière réaliste la formation des barres et des spirales, incluant le retour d'information de la formation stellaire et des trous noirs. En comparant ces simulations aux données d'observation des galaxies spirales, les scénarios d'évolution séculaire, de durée de vie des barres et de changements morphologiques sont mieux prédits [10].
8. Conclusion
Les bras spiraux et les barres – des structures dynamiques étroitement liées à l'évolution des galaxies en disque, incarnant les motifs d'ondes gravitationnelles, les résonances et les flux de gaz qui régulent la formation d'étoiles et la forme de la galaxie. Qu'ils soient formés par des ondes de densité durables, un renforcement par « swing » ou des interactions de marée, les bras spiraux répartissent la formation d'étoiles le long de formes gracieuses en arc, tandis que les barres agissent comme de puissants « moteurs de moment angulaire », aspirant le gaz vers le centre pour alimenter le noyau et faire croître le renflement.
Kartu šios ypatybės rodo, kad galaktikos nėra statiškos – jos viduje ir išorėje nuolat juda per kosminę istoriją. Toliau tyrinėjant barų rezonansus, spiralių tankio bangas ir kintančias žvaigždžių populiacijas, geriau suprantame, kaip tokios galaktikos kaip mūsų Paukščių Takas išsivystė iki gerai žinomų, bet amžinai kintančių spiralinių struktūrų.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1964). « Sur la structure spirale des galaxies en disque. » The Astrophysical Journal, 140, 646–655.
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1966). « Une théorie de la structure spirale dans les galaxies. » Proceedings of the National Academy of Sciences, 55, 229–234.
- Toomre, A. (1981). « Qu'est-ce qui amplifie les spirales ? » Structure and Evolution of Normal Galaxies, Cambridge University Press, 111–136.
- Tully, R. B. (1974). « Cinématique et dynamique de M51. » The Astrophysical Journal Supplement Series, 27, 449–457.
- Athanassoula, E. (1992). « Formation et évolution des barres dans les galaxies. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 345–364.
- Sanders, R. H., & Tubbs, A. D. (1980). « Afflux de gaz interstellaire entraîné par la barre dans les galaxies spirales. » The Astrophysical Journal, 235, 803–816.
- Romero-Gómez, M., et al. (2006). « L'origine des bras spiraux dans les galaxies barrées. » Astronomy & Astrophysics, 453, 39–46.
- Dobbs, C. L., et al. (2010). « Galaxies spirales : écoulement du gaz formant des étoiles. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 625–645.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). « Évolution séculaire et formation des pseudobulbes dans les galaxies en disque. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Garmella, M., et al. (2022). « Simulations of Bar Formation and Evolution in FIRE Disks. » The Astrophysical Journal, 924, 120.