L’évolution des galaxies

Pour éviter cette granularité artificielle à petite échelle et la perturbation des orbites des étoiles, le champ gravitationnel est « adouci » par une loi simple. On remplace par exemple les forces de Newton en 1/R² par des forces en 1/(R² + a²), où R est la distance séparant deux particules à partir de leurs centres de gravité et a le paramètre d’adoucissement. L’effet de ce paramètre est de limiter les forces d’attraction à courte distance, et d’empêcher les interactions brutales entre particules proches. Ainsi, on retrouve le comportement « sans collision » des étoiles, mais en contrepartie, les simulations manquent de réalisme aux échelles de l’ordre de a. On voit ici comment le nombre de particules est relié à la résolution spatiale des simulations.

La forme des galaxies

Les galaxies spirales tournent sur elles-mêmes, un peu comme des frisbees, à la différence que les étoiles les constituant ne se déplacent pas toutes à la même vitesse. Il s’ensuit des différences de densité de la matière, qui se propagent dans tout le disque : ces ondes de densité sont responsables de l’apparition des bras spiraux. Cependant, on pouvait s’interroger sur le pouvoir prédictif des modèles évoqués ici, car la plupart des galaxies spirales ont des bras très ouverts, et non enroulés tels qu’on les supposait.

Dans les années 1970, les simulations numériques ont pris en compte l’autogravité des disques d’étoiles, traitant le problème à N corps gravitationnel, sans négliger la perturbation gravitationnelle due aux bras spiraux lointains. Il fallait toutefois faire une autre approximation. Quand N particules interagissent dans un champ de gravité, chaque particule interagit avec les (N – 1) autres, ce qui représente de l’ordre de N² calculs directs : ce nombre devient ingérable quand N est grand. La plupart des simulations emploient des algorithmes, où le nombre de calculs est proportionnel à N log N au lieu de N². L’un d’eux calcule le champ moyen sur une grille à trois dimensions. Les particules interagissent avec la grille, dont la maille détermine la résolution spatiale de la simulation. Cet algorithme est bien adapté à l’évolution des galaxies, car celles-ci sont assez homogènes en densité. Un autre algorithme est le « code en arbre ». Il distribue les particules (ou « feuilles ») en une structure hiérarchique ressemblant à un arbre : deux feuilles de cet arbre n’ont pas la même interaction selon qu’elles se trouvent sur une même « branche » ou sur des branches éloignées.

Ci-dessus, un algorithme du code en arbre, où les particules sont considérées de façon hiérarchique selon leur situation dans l’espace. Pour calculer l’interaction d’une étoile donnée en x (à gauche) avec toutes les autres, on trie d’abord les étoiles voisines selon leur distance. On regroupe les étoiles lointaines en « particules » plus massives, afin de diminuer le nombre d’interactions à calculer. La particule en x interagit de façon individuelle uniquement avec ses proches. Les groupes (ou boîtes) qui sont vus sous un angle ? petit (inférieur à une valeur critique) sont remplacés par une particule placée au centre de gravité de l’ensemble, et dont la masse est la somme des masses des particules. On représente cette hiérarchie de proximité sous la forme d’un arbre, où chaque niveau de branches correspond à une valeur de ? (à droite). Les particules proches dans une même branche interagissent individuellement (par la loi de Newton adoucie) ; l’attraction des particules éloignées est traitée de façon approchée par des groupes de particules plus massifs. Infographie : Pour la Science

Le code en arbre est adapté aux cas où la densité, et donc le type d’interaction entre les particules, varie d’une région à l’autre. Ces simulations à autogravité firent apparaître, à la surprise générale, des instabilités sous la forme de barres en travers des disques galactiques. On sait aujourd’hui, grâce aux images en proche infrarouge (à quelques microns de longueur d’onde) qui révèlent les vieilles étoiles, que la majorité des galaxies spirales, jusqu’à 80 pour cent, sont barrées. Mais avant de faire ces observations, le premier souci des modélisateurs fut de faire disparaître de leurs calculs cette barre indésirable, d’autant qu’elle est robuste et a une durée de vie supérieure à l’âge de l’univers. Il fallait donc expliquer que certaines galaxies ne sont pas barrées !

L’effet du gaz interstellaire

L’apparition d’une barre robuste au sein des galaxies spirales tenait au fait que ces simulations ne faisaient intervenir que les étoiles, qui sont un composant sans collision des disques galactiques, sans inclure le gaz interstellaire. Aujourd’hui, les simulations numériques prennent aussi en compte le gaz, ainsi que la formation d’étoiles à partir du gaz et les phénomènes d’autorégulation concomitants. Le gaz ne constitue qu’un dixième environ de la masse d’une galaxie : c’est la raison pour laquelle on l’avait négligé. Il a néanmoins un rôle important dans la dynamique galactique du fait qu’il est très dissipatif.

La majeure partie de la masse du gaz est distribuée sous forme de nuages interstellaires, qui se conduisent comme des particules balistiques. Contrairement aux étoiles, qui ne se rencontrent qu’exceptionnellement, les nuages interstellaires entrent de temps en temps en collisions inélastiques, où une grande partie de l’énergie relative est dissipée sous forme de rayonnement. On représente alors les nuages interstellaires sous la forme de particules collantes, qui subissent des collisions de façon intermittente. Une autre partie du gaz est diffuse et se comporte comme un fluide, soumis à des forces de pression, à des ondes de choc, à des chauffages et à des refroidissements. Pour décrire cette situation, un algorithme du code en arbre, appelé SPH (Smoothed Particule Hydrodynamics), considère des particules de taille variable, plus petites dans les zones denses. On calcule chaque grandeur comme la densité, la pression, en la sommant sur les plus proches voisins d’une particule donnée. D’autre part, une série d’algorithmes dits AMR (Adaptive Mesh Refinement), utilisent des résolutions spatiales qui s’adaptent aux zones denses, par des zooms successifs.

Le traitement complet de tous les composants d’une galaxie a permis de mieux comprendre les différentes étapes de son évolution. On a pu observer qu’un disque uniquement composé d’étoiles forme spontanément une spirale transitoire qui se transforme en barre, subsistant jusqu’à la fin des simulations. Des instabilités chauffent le disque d’étoiles et rendent instables les spirales. Ainsi une galaxie lenticulaire, qui a perdu son gaz depuis longtemps, reste barrée, mais ne présente pas de bras spiraux. En revanche, le gaz interstellaire dissipe la chaleur due aux instabilités, et la galaxie conserve sa morphologie spirale.

Trois époques d’une simulation de galaxie isolée, où se développent une barre et des bras spiraux, et où l’on a séparé les étoiles (en haut) du gaz (en bas). Les étoiles seules forment une galaxie lenticulaire barrée, sans bras spiraux. Le gaz interstellaire se refroidit sans cesse, dissipant par rayonnement l’énergie cinétique relative entre particules. Il est ainsi plus instable vis-à-vis des perturbations gravitationnelles, et maintient la structure spirale.
Images : Françoise Combes

Par ailleurs, cette dissipation de l’énergie entraîne la chute du gaz vers le centre de la galaxie, où il forme de nouvelles étoiles, ce qui affaiblit ou détruit la barre. Ce phénomène d’autorégulation de la force des barres explique la grande variété des morphologies galactiques observées.

Comme la plupart des galaxies sont barrées, il faut admettre un processus de reformation de ces barres : l’accrétion de gaz externe en est responsable. Ainsi, plusieurs barres se forment successivement au cours de l’évolution d’une galaxie. Les cycles de formations et de destructions des barres conduisent à une concentration supérieure du gaz au centre de la galaxie, et à la formation des bulbes. Ce mécanisme alimenterait aussi le trou noir tapi au cœur de la plupart des galaxies. Ces dernières années, les images à haute résolution du télescope spatial Hubble ont révélé, au sein de nombreuses galaxies proches, la croissance simultanée de la masse du bulbe et de celle du trou noir supermassif. La précipitation du gaz vers le centre de la galaxie expliquerait cet effet. Une preuve que les simulations ont un pouvoir prédictif et explicatif…

Quelques références vous sont proposées pour en savoir plus sur l’évolution des galaxies.

Une première version de cet article est parue dans le dossier n°52 La modélisation informatique, exploration du réel de la revue Pour la Science, numéro de juillet/septembre 2006.