Formation et évolution des galaxies précoces : simulations numériques de fusion de galaxies

Une simple classification morphologique des galaxies de l'Univers local montre deux grandes familles: (1) les galaxies disques, avec des bras spiraux et dans deux-tiers des cas une barre stellaire; et (2) les galaxies elliptiques et lenticulaires, dites galaxies de type précoce ou early-type galaxies (ETGs), qui sont dominées par une composante stellaire sphéroidale. Les galaxies les plus massives de l'Univers local sont les ETGs. Ces galaxies présentent aussi une large variété de dynamique stellaire: elles peuvent avoir un champ de vitesse régulier et aligné avec la photométrie ou perpendiculaire à la photométrie; ne présenter aucune rotation globale; ou alors être composées de deux disques en contre-rotation l'un par rapport à l'autre (Kinematically Distinct Core ou KDC). Ces signatures dans la dynamique stellaire des ETGs et leur importante masse sont des signes d'interactions passées, en particulier des signes de fusions de galaxies. Le but principal de ma thèse est d'analyser un large échantillon de simulations numériques à haute résolution de fusions binaires de galaxies. Ces fusions sont dites "idéalisées" car elles ne prennent pas en compte le contexte cosmologique de formation des galaxies : deux galaxies en isolation sont lancées sur une orbite permettant la fusion de ces galaxies, le résultat final attendu de la fusion étant une ETG. L'analyse statistique de ce large échantillon de simulations nous permet de relier les conditions initiales de la fusion à la galaxie finale. J'ai démontré que le rapport de masse entre les spirales initiales et que l'orientation de leurs moments angulaires sont des points essentiels à la formation des ETGs avec peu ou beaucoup de rotation et des KDCs. La morphologie de la spirale (rapport Bulbe/Disque) est aussi un point important pour la formation des KDC mais son impact n'est pas clair et de nouvelles simulations sont nécessaires pour conclure. Durant ma thèse, j'ai aussi étudié l'importance de la résolution dans les simulations numériques de fusion de galaxies. J'ai montré que le nombre de particules et la taille des cellules utilisées ont une importance prépondérante dans les résultats finaux. Une trop faible résolution (i.e. peu de particules et une grille grossière) ne permet pas de suivre l'évolution rapide du potentiel gravitationnel lors de la fusion. Dans ce cas, certaines particules n'évacuent pas leur moment angulaire vers l'extérieur de la galaxie: la galaxie résultante de la fusion garde ainsi une plus forte rotation. A haute résolution, la dispersion de ces orbites est résolue, la galaxie résultante possède donc une faible rotation et peut former, sous certaines conditions initiales, un KDC.A simple morphological classification of the galaxies in the local Universe shows two main families: (1) the disc galaxies, with spiral arms and in two-thirds of these galaxies a stellar bar; and (2) the elliptical and lenticular galaxies, labelled early-type galaxies (ETGs), which are dominated by a spheroidal stellar component. ETGs are among the most massive galaxies of the local Universe and present a red color, meaning that their stars are old. These galaxies also present a large diversity of stellar dynamics: they may have a regular rotation pattern aligned with the photometry or perpendicular to it; they can present no global rotation at all; or may hold a central stellar component with a rotation axis distinct from the outer stellar body called a Kinematically Distinct Core (KDC). These features observed in the dynamics of the ETGs and their large mass are clearly signs of past interactions, especially signs of galaxy mergers. The main goal of my thesis is to analyse a large sample of high-resolution numerical simulations of binary galaxy mergers. These binary mergers are called "idealized" because they do not take into account the full cosmological context of galaxy formation: two isolated spiral galaxies are launched in an orbit resulting in a merger of the galaxies, the final remnant is an ETG. The statistical analysis of this large sample of simulations enables us to link the initial conditions of the merger to the final merger remnant. I demonstrated that the mass ratio between the spiral progenitors and the orientation of their spins of angular momentum are the main drivers for the formation of fast and slow rotating ETGs and the KDCs. The morphology of the initial spiral (Bulge/Disc ratio) seems also to play a major role for the formation of the different types of ETGs but its impact is not completelly clear, and other simulations are planned to clarify this problem. During my thesis, I also studied the importance of the resolution in the numerical simulations of galaxy mergers. I showed that the number of particles and the size of the computational grid have a predominant role in the final product of the merger. A too low resolution (i.e. too few particles and a coarse grid) can not follow the rapid evolution of the gravitational potential during the merger. In this case, the angular momentum is not as efficiently transfered to the outer parts of the galaxy: the merger remnant keeps thus a strong and regular rotation. At higher resolution, the scattering of the orbit is resolved and the merger remnant may end-up with, under some special initial conditions, a slow rotation and may form a KDC