Spiral Arms and Barred Galaxies

Bras spiraux et galaxies barrées

Théories de formation des motifs spiraux et rôle des barres dans la redistribution du gaz et des étoiles

Les galaxies présentent souvent des structures impressionnantes de bras spiraux ou de barres centrales — des caractéristiques dynamiques qui captivent à la fois les astronomes professionnels et les amateurs d'observation. Dans les galaxies spirales, les bras tracent des régions lumineuses de formation d'étoiles tournant autour du centre, tandis que les spirales barrées arborent une structure stellaire allongée traversant le noyau. Loin d'être de simples ornements statiques, ces structures reflètent la physique gravitationnelle en cours, les flux de gaz et les processus de formation d'étoiles au sein du disque. Dans cet article, nous explorons comment les motifs spiraux se forment et persistent, l'importance des barres galactiques, et comment ces deux phénomènes influencent la distribution du gaz, des étoiles et du moment angulaire sur des échelles cosmiques.

1. Bras spiraux : un aperçu

1.1 Caractéristiques observationnelles

Les galaxies spirales sont généralement en forme de disque avec des bras proéminents s'enroulant vers l'extérieur à partir d'un renflement central. Les bras apparaissent souvent bleus ou lumineux dans les images optiques, mettant en évidence une formation active d'étoiles. Observationnellement, nous classons ces spirales comme :

  • Spirales Grand-Design : Peu de bras bien définis, continus, s'étendant clairement autour du disque (par exemple, M51, NGC 5194).
  • Spirales floconneuses : De nombreux segments en patchs sans structure globale évidente (par exemple, NGC 2841).

Les bras abritent des régions H II, des amas d'étoiles jeunes et des complexes de gaz moléculaire, soulignant leur rôle central dans le maintien de nouvelles populations stellaires.

1.2 Le problème de l'enroulement

Un défi immédiat est que la rotation différentielle dans un disque galactique devrait provoquer un enroulement rapide de tout motif fixe, théoriquement estompant les bras sur des échelles de temps de quelques centaines de millions d'années. Les observations, cependant, montrent que la structure spirale perdure beaucoup plus longtemps, suggérant que les bras ne sont pas simplement des bras matériels tournant avec les étoiles, mais plutôt des ondes de densité ou des motifs qui se déplacent à une vitesse différente de celle des étoiles et du gaz individuels du disque [1].

2. Théories de formation des motifs spiraux

2.1 Théorie de l'onde de densité

Dans la théorie de l'onde de densité proposée par C. C. Lin et F. H. Shu dans les années 1960, les bras spiraux sont des ondes quasi-stationnaires dans le disque galactique. Points clés :

  1. Motifs d'ondes : Les bras sont des régions de densité plus élevée (comme des embouteillages sur une autoroute) qui se déplacent plus lentement que les vitesses orbitales des étoiles.
  2. Déclencheur de formation d'étoiles : Lorsque le gaz entre dans une région de densité plus élevée d'un bras, il se comprime, déclenchant la formation d'étoiles. Les nouvelles étoiles brillantes résultantes illuminent le bras.
  3. Structures durables : La longévité du motif provient de solutions ondulatoires aux instabilités gravitationnelles dans le disque en rotation [2].

2.2 Amplification par balancement

L'amplification par balancement est un autre mécanisme souvent mentionné dans les simulations numériques. Lorsque des zones de surdensité dans un disque en rotation subissent un cisaillement, les forces gravitationnelles peuvent les amplifier sous certaines conditions (liées au paramètre Q de Toomre, au cisaillement du disque et à l'épaisseur du disque). Cette amplification déclenche la croissance de motifs en forme de spirale, maintenant parfois une forme grand-design ou créant plusieurs segments de bras [3].

2.3 Spirales induites par les marées

Dans certaines galaxies, les interactions gravitationnelles ou les fusions mineures peuvent induire des caractéristiques spirales fortes. La traction gravitationnelle d'un compagnon perturbe le disque, formant ou renforçant les bras spiraux. Des systèmes comme M51 (la galaxie du Tourbillon) présentent des spirales particulièrement grandioses apparemment alimentées par une interaction en cours avec une galaxie satellite [4].

2.4 Spirales floconneuses vs. Grand-Design

  • Les spirales Grand-Design s'alignent souvent avec des solutions d'ondes de densité, possiblement renforcées par des interactions ou des barres qui entraînent des motifs globaux.
  • Les spirales floconneuses peuvent émerger d'instabilités locales et de petites ondes de cisaillement éphémères qui se forment et se dissipent continuellement. Les ondes qui se chevauchent peuvent créer des structures plus chaotiques à travers le disque.

3. Barres dans les galaxies spirales

3.1 Caractéristiques observationnelles

Une barre est une accumulation linéaire ou ovale d'étoiles traversant la région centrale de la galaxie, reliant les côtés opposés du disque interne. Environ deux tiers des spirales observées sont barrées (par exemple, les galaxies SB dans la classification de Hubble, comme notre propre Voie lactée). Les barres :

  • S'étendre du bulbe ou du noyau vers le disque.
  • Tourner approximativement comme un corps rigide, semblable à un motif d'onde.
  • Héberger des anneaux de formation d'étoiles intenses ou une activité nucléaire où les flux induits par la barre collectent le gaz [5].

3.2 Formation et stabilité

Instabilités dynamiques dans un disque en rotation peuvent créer spontanément une barre si le disque est suffisamment autogravitant. Ces processus impliquent :

  1. Redistribution du moment angulaire : Une barre peut faciliter l'échange de moment angulaire entre différentes parties du disque (et du halo).
  2. Interaction avec le halo de matière noire : Le halo peut absorber ou transférer du moment angulaire, affectant la croissance ou la dissolution de la barre.

Une fois formées, les barres durent typiquement des milliards d'années, bien que des interactions fortes ou des effets de résonance puissent modifier la force de la barre.

3.3 Flux de gaz induits par la barre

Un effet principal des barres est de canaliser le gaz vers l'intérieur :

  • Chocs le long des couloirs de poussière de la barre : Les nuages de gaz subissent des couples gravitationnels, perdent du moment angulaire et dérivent vers le centre de la galaxie.
  • Carburant pour la formation d'étoiles : Ce flux peut s'accumuler dans des résonances en forme d'anneau ou autour du bulbe, alimentant des sursauts de formation d'étoiles nucléaires ou des noyaux actifs de galaxies.

Ces barres peuvent ainsi réguler efficacement la croissance du bulbe et du trou noir central, reliant la dynamique du disque à l'activité nucléaire [6].

4. Bras spiraux et barres : dynamique couplée

4.1 Résonances et vitesses de rotation

Les barres et les bras spiraux coexistent souvent dans la même galaxie. La vitesse de rotation de la barre (fréquence de rotation de la barre en tant qu'onde rigide) peut entrer en résonance avec les fréquences orbitales du disque, ancrant ou alignant possiblement les bras spiraux émanant des extrémités de la barre :

  • Théorie des variétés : Certaines simulations suggèrent que les bras spiraux dans les galaxies barrées peuvent se former comme des variétés émanant des extrémités de la barre, créant des structures grand-design liées à la rotation de la barre [7].
  • Résonances internes et externes : Les résonances aux extrémités de la barre peuvent former des structures en forme d'anneau ou des zones de transition, mélangeant les flux induits par la barre avec les régions d'ondes spirales.

4.2 Force de la barre et maintien des spirales

Une barre forte peut amplifier les motifs spiraux ou, dans certains cas, redistribuer le gaz si efficacement que la galaxie évolue en type morphologique (par exemple, d'une spirale de type tardif à un type plus précoce avec un gros bulbe). Certaines galaxies présentent des interactions cycliques barre-spirale — les barres peuvent s'affaiblir ou se renforcer sur des échelles cosmiques, modifiant la proéminence des bras spiraux.

5. Preuves observationnelles et études de cas

5.1 La barre et les bras de la Voie lactée

Notre Voie lactée est une spirale barrée, avec une barre centrale de quelques kiloparsecs de longueur et plusieurs bras spiraux tracés par des nuages moléculaires, des régions H II et des étoiles OB. Les relevés infrarouges du ciel confirment l'existence de la barre derrière la poussière, tandis que les observations radio/CO révèlent un flux massif de gaz le long des bandes de poussière de la barre. Une modélisation détaillée soutient un scénario d'afflux continu induit par la barre vers la région nucléaire.

5.2 Galaxies externes avec barres fortes

Des galaxies comme NGC 1300 ou NGC 1365 présentent des barres proéminentes connectées à des bras spiraux bien définis. Les observations des bandes de poussière, des anneaux de formation d'étoiles et des flux de gaz moléculaire confirment le rôle de la barre dans le transport du moment angulaire. Dans certaines galaxies barrées, l'extrémité de la barre se fond harmonieusement dans le motif spiral, révélant une structure limitée par résonance.

5.3 Spirales de marée et interactions

Des systèmes comme M51 démontrent comment un compagnon plus petit peut renforcer et maintenir deux bras spiraux forts. La rotation différentielle, plus les tiraillements gravitationnels périodiques, produit l'un des spirales grand-design les plus emblématiques du ciel. Étudier ces spirales « forcées par marée » renforce l'idée que les perturbations externes peuvent intensifier ou verrouiller les motifs spiraux [8].

6. Évolution des galaxies et processus séculaires

6.1 Évolution séculaire via les barres

Au fil du temps, les barres peuvent entraîner une évolution séculaire (progressive) : le gaz s'accumule dans le bulbe central ou le pseudo-bulbe, la formation d'étoiles remodèle la structure centrale de la galaxie, et la force de la barre peut croître ou décroître. Cette évolution morphologique « lente » diffère des transformations brutales des grandes fusions, montrant comment la dynamique interne du disque peut faire évoluer une spirale de l'intérieur [9].

6.2 Régulation de la formation d'étoiles

Les bras spiraux, qu'ils soient alimentés par des ondes de densité ou des instabilités locales, agissent comme des usines à nouvelles étoiles. Le gaz qui traverse un bras est comprimé et déclenche la formation d'étoiles. Les barres peuvent accélérer cela en canalisant du gaz supplémentaire vers l'intérieur. Sur des milliards d'années, ces processus peuvent construire le disque stellaire, enrichir le milieu interstellaire et alimenter le trou noir central de la galaxie.

6.3 Liens avec la croissance du bulbe et l'AGN

Les afflux induits par la barre peuvent accumuler une quantité importante de gaz près du noyau, pouvant potentiellement déclencher des épisodes AGN si le gaz est alimenté sur le trou noir supermassif central. Des épisodes répétés de formation ou de destruction de la barre peuvent façonner les propriétés du bulbe, construisant un pseudo-bulge avec une cinématique de type disque par opposition à un bulbe classique formé par des fusions.

7. Observations et simulations futures

7.1 Imagerie à haute résolution

Les observatoires de nouvelle génération (par exemple, les très grands télescopes, le Nancy Grace Roman Space Telescope) fourniront des images plus détaillées en proche infrarouge des spirales barrées, dévoilant des anneaux de formation d'étoiles, des bandes de poussière et des flux de gaz. Ces données affineront les modèles d'évolution induite par les barres à différents décalages vers le rouge.

7.2 Spectroscopie à champ intégral

Les relevés IFU (par exemple, MANGA, SAMI) mesurent les champs de vitesse et les abondances chimiques à travers les disques galactiques, fournissant des cartes cinématiques 2D des barres et des bras. Ces données clarifient les flux entrants, les résonances et les déclencheurs de formation d'étoiles, mettant en lumière la synergie des barres et des ondes spirales dans l'alimentation de la croissance des disques.

7.3 Simulations avancées de disques

Les simulations hydrodynamiques de pointe (par exemple, FIRE, modèles de disque sous-grille IllustrisTNG) visent à capturer la formation des barres et des spirales de manière auto-cohérente, incluant le retour d'information de la formation d'étoiles et des trous noirs. La comparaison de ces simulations avec les galaxies spirales observées aide à affiner nos théories de l'évolution séculaire, des durées de vie des barres et des transformations morphologiques [10].

8. Conclusion

Les bras spiraux et les barres sont des structures dynamiques au cœur de l'évolution des galaxies en disque, incarnant des motifs d'ondes gravitationnelles, des résonances et des flux de gaz qui régulent la formation d'étoiles et façonnent la morphologie galactique. Qu'ils soient créés par des ondes de densité auto-entretenues, l'amplification par balancement ou des rencontres gravitationnelles, les bras spiraux insufflent la vie aux disques galactiques, concentrant la formation d'étoiles le long d'arcs gracieux. Pendant ce temps, les barres agissent comme de puissants « moteurs » pour la redistribution du moment angulaire, entraînant des flux de gaz vers l'intérieur pour alimenter les renflements et les trous noirs centraux.

Ensemble, ces caractéristiques illustrent comment les galaxies ne sont pas statiques mais restent en mouvement constant — en interne comme en externe — à travers le temps cosmique. Alors que nous continuons à cartographier l'interaction complexe des résonances de barre, des ondes de densité spirales et des populations stellaires en évolution, nous comprenons mieux comment des galaxies comme notre Voie lactée en sont venues à présenter leurs structures spirales familières, mais éternellement dynamiques.

Références et lectures complémentaires

  1. Lin, C. C., & Shu, F. H. (1964). « Sur la structure spirale des galaxies en disque. » The Astrophysical Journal, 140, 646–655.
  2. 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.
  3. Toomre, A. (1981). « Qu'est-ce qui amplifie les spirales ? » Structure and Evolution of Normal Galaxies, Cambridge University Press, 111–136.
  4. Tully, R. B. (1974). “The kinematics and dynamics of M51.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 27, 449–457.
  5. Athanassoula, E. (1992). “Formation and evolution of bars in galaxies.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 345–364.
  6. Sanders, R. H., & Tubbs, A. D. (1980). “Bar-driven infall of interstellar gas in spiral galaxies.” The Astrophysical Journal, 235, 803–816.
  7. Romero-Gómez, M., et al. (2006). “The origin of the spiral arms in barred galaxies.” Astronomy & Astrophysics, 453, 39–46.
  8. Dobbs, C. L., et al. (2010). “Spiral galaxies: Flow of star-forming gas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 625–645.
  9. Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Secular Evolution and the Formation of Pseudobulges in Disk Galaxies.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
  10. Garmella, M., et al. (2022). “Simulations of Bar Formation and Evolution in FIRE Disks.” The Astrophysical Journal, 924, 120.

 

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