Orientation galactique

Les amas de galaxies sont des structures à grande échelle de multiples galaxies en interaction gravitationnelle. L'évolution de ces agrégats est déterminée par le temps et la manière dont elles se sont formées, ainsi que les processus selon lesquels leurs structures et leurs constituants ont changé au cours du temps. Weizscker en 1951 et George Gamow en 1952 ont montré que les rotations que l'on observait avaient de l'importance en cosmologie. Ils ont postulé que la rotation des galaxies pouvait constituer un indice des conditions physiques de leurs formations. Ainsi, comprendre la distribution des orientations spatiales de leurs axes de rotation constitue un point critique de la compréhension de l'origine de leurs moments angulaires.

Il existe trois scénarios principaux pour l'origine des amas et des superamas de galaxies. Ces modèles se fondent sur des affirmations différentes quant aux conditions de l'univers primordial, et par conséquent ils prédisent des alignements différents des axes de rotation des galaxies. Les trois hypothèses sont le modèle de la crêpe, le modèle hiérarchique et la théorie du vortex primordial. Ces trois modèles s'excluent mutuellement parce qu'ils conduisent à des prédictions contradictoire. Cependant, les prédictions induites par chacune des trois théories reposent toutes sur les préceptes de la cosmologie. Ainsi, ces modèles peuvent être testés à l'aide d'une base de données et l'usage de méthodes d'analyse appropriées.

Galaxies

Une galaxie est un ensemble en interaction gravitationnelle constitué d'étoiles, de poussières, de gaz, et d'un composant de nature inconnue, baptisé matière noire. La Voie lactée n'est qu'une parmi les milliards de galaxies que compte l'univers connu. Elles sont classées selon leur forme : spirales, elliptiques, irrégulières, et particulières. Leur taille se compte en nombre d'étoiles qui les composent, et s'échelonnent de quelques petites centaines pour les (galaxies naines irrégulières à 10¹³ dans les galaxies elliptiques géantes. Les galaxies elliptiques paraissent sphériques ou elliptiques.

En fonction de leur forme, les galaxies sont classées en catégories. Les galaxies spirales s'étendent depuis la catégorie S0, celle des galaxies lenticulaires, à Sb, celles dont le noyau est muni d'une barre, puis Sc qui ont de forts bras spiraux. Les galaxies elliptiques représentent 13% du nombre total, les S0 22%, Les Sa, b et c 61 %, les irrégulières 3,5%, et les particulières 0,9%.

Au centre de la plupart des galaxies se trouve une forte concentration de vieilles étoiles. Cette partie de la galaxie s'appelle le bulbe galactique. Au delà du bulbe, un disque s'étale qui contient les étoiles plus jeunes et chaudes et que l'on appelle le disque galactique. Il existe une séparation morphologique : les galaxies elliptiques sont très courantes dans les amas de galaxies, et typiquement, le centre d'un amas est occupé par une galaxie elliptique géante. Les spirales se rencontrent plus fréquemment isolées, c'est-à-dire à l'écart des amas.

Le modèle du Vortex primordial

Le modèle du Vortex primordial prédit que les vecteurs de spin des galaxies se distribuent d'abord selon ma perpendiculaire au plan de l'amas. L vortex primordial est baptisé scénario "descendant". On l'appelle parfois également "modèle des turbulences". Dans le scénario des turbulences, les premiers proto-amas en rotation et aplatis se sont formés du fait du vortex cosmique dans l'univers initial. Les fluctuations de densité et de pression qui s'en sont suivies ont causé la formation des galaxies.

L'idée que la formation des galaxies est initiée par une turbulence primordiale relève d'une longue histoire. En 1971 et 1978, Leonid Ozernoy proposa l'idée que les galaxies se forment dans des régions de haute densité résultant des chocs produits par les turbulences. Selon cette théorie, la présence de vitesses chaotiques élevées engendre des turbulences qui à leur tour produisent des fluctuations de densité et de pression.

Les fluctuations de densité à l'échelles des amas de galaxies peuvent être liées par la gravitation, mais les fluctuations de masse ne le sont jamais. Les galaxies se forment quand les masses galactiques non liées tourbillonnent, en expansion plus rapide que l'amas en arrière-plan auquel elles sont liées. Ainsi, les galaxies en formation entrent en collision mutuelle lorsque les amas commencent à s'effondrer à nouveau. Ces collisions engendrent des chocs et des proto-galaxies de haute densité à la surface des tourbillons. Lors du nouvel effondrement des amas, le système de galaxie s'engage dans un processus violent de relaxation collective.

Le modèle de la crêpe

C'est en 1970 que le modèle de la crêpe a été proposé pour la première fois par Iakov Zeldovitch à l'Institut de Mathématiques appliquées de Moscou^[1].

Le modèle de la crêpe prédit que les vecteurs spinaux des galaxies tendent à s'aligner dans le plan de l'amas. Dans le scénario de la crêpe, la formation des amas s'est produite en premier, et a été suivie par leur fragmentation en galaxies du fait des fluctuations adiabatiques. selon la théorie de l'instabilité gravitationnelle non-linéaire, la croissance de petites inhomogénéités conduit à la formation de faibles et denses condensations gazeuses qui l'on appelle des 'crêpes'. Ces condensations sont comprimées et chauffées à hautes températures par des ondes de chocs qui conduisent à leur fragmentation en nuages de gaz. Puis l'agglutination des ces nuages résulte en la formation des galaxies et de leurs amas.

Des instabilités thermiques, hydrodynamiques et gravitationnelles se produisent au cours de l'évolution. Ceci conduit à la fragmentation de proto-amas gazeux et, à la suite se produit l'amas de galaxie. Le schéma de la crêpe suit trois processus simultanés :

• d'abord, le gaz se refroidit et de nouveaux nuages de gaz se forment ;
• deuxièmement, ces amas de nuages forment des galaxies ;
• enfin, les galaxies en formation, et par extension les amas de nuages isolés se rassemblent pour former un amas de galaxies.

Le modèle hiérarchique

Selon le modèle hiérarchique, les distributions des vecteurs spinaux doivent être distribués de manière aléatoire; Dans ce modèle, les galaxies se sont formées en premier et elles ont ensuite acquis un moment angulaire par les forces de marées lorsqu'elles se rassemblaient sous l'effet de la gravitation pour former un amas. Ces galaxies ont grossi par l'absorption des condensations proto-galactiques qui ont suivies, ou même par la fusion de galaxies déjà entièrement formées. Dans ce schéma, on peut imaginer que de grandes irrégularités comme les galaxies ont grossi sous l'influence des gravités des petites imperfections de l'univers primordial.

Le moment angulaire s'est transféré à une proto-galaxie en développement par les interactions gravitationnelles du moment quadripolaire du système par le champ de force de marée de la matière.

Références

• (en) Cet article est partiellement ou en totalité issu de l’article de Wikipédia en anglais intitulé « Galactic orientation » (voir la liste des auteurs)

1. Gamow G., 1952, Phys. Rev. 86,251 & Weizscker C.F., 1951, APJ 114, 165

Bibliographie

• Aryal, B.; Kandel, S. M.; Saurer, W. "Spatial orientation of galaxies in the core of the Shapley concentration - the cluster Abell 3558", Astronomy and Astrophysics, Volume 458, Issue 2, pp.357-367, November 2006, http://adsabs.harvard.edu/abs/2006A%26A...458..357A
• Aryal, B.; Saurer, W. "Spatial orientations of galaxies in 10 Abell clusters of BM type II-III", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 366, Issue 2, pp. 438-448, February 2006, http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.366..438A
• Aryal, B.; Kafle, P. R.; Saurer, W. "Radial velocity dependence in the spatial orientations of galaxies in and around the local supercluster", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 389, Issue 6, pp. 741-748, September 2008, http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.389..741A

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