Soutenance de thèse de Grzegorz GAJDA

Dans le Groupe Local de galaxies, nous pouvons distinguer deux catégories de galaxies naines. Les irrégulières (dIrr) se situent majoritairement loin de la Voie Lactée et d’Andromède alors que les plus proches sont généralement qualifiées de naines sphéroïdales (dSph). Les galaxies dIrr présentent une certaine cohérence de rotation et contiennent du gaz. A contrario, les galaxies dSph arborent une forme sphérique entretenue par le mouvement aléatoire de leurs étoiles. De plus, les dSph sont dépourvues de gaz. La ségrégation spatiale des deux groupes laisse présager une éventuelle relation d’évolution. Dans le scénario du mécanisme d’agitation par effet de marée, les galaxies naines à disque sont progressivement transformées en sphéroïdales sous l’interaction répétée des effets de marée causés par de la galaxie hôte. Au cours de cette évolution, une barre se forme dans le disque stellaire de la galaxie naine. Dans la première partie de cette thèse, nous étudions la structure orbitale d’une barre formée par effet de marée. Pour ce faire, nous analysons la simulation N-corps d’une galaxie naine en orbite autour d’une galaxie hôte aux caractéristiques similaires à celles de la Voie Lactée. Nous déterminons ensuite les fréquences orbitales des particules stellaires en utilisant une analyse de Fourrier. Il apparaît alors que la forme des orbites dépend du rapport entre les fréquences. En utilisant ce critère, nous classons les orbites par famille. Très proche du centre, nous trouvons des orbites existant dans les potentiels triaxiaux rotatifs. Cependant, la plupart des orbites (plus de 80 %) présentent une forme de boîte. Environ 8 % seulement des orbites appartiennent à la famille standard x1, celle habituellement vue comme formant l’ossature des barres. Dans la seconde partie, nous exposons les résultats de simulations N-corps conçues pour étudier l’évolution des propriétés des barres en fonction des conditions initiales. Le même modèle de galaxie naine est utilisé dans toutes les simulations. Cependant, deux paramètres sont modifiés : la taille de l’orbite de la naine autour de la galaxie hôte et l’inclinaison du disque de la naine par rapport au plan orbital. Dans chacun des cas, une barre est formée lors de la première rencontre avec la galaxie hôte. Il apparaît que les barres les plus marquées se forment sur des orbites intermédiaires alors qu’une augmentation de l’inclinaison tend à diminuer la force des barres. Ces dernières sont généralement raccourcies et plus faibles lorsque le péricentre de l’orbite est plus éloigné. La vitesse de rotation de la barre et relativement faible, ce que nous imputons à la perte de moment angulaire lors de la rencontre entre les deux galaxies. La troisième partie est consacrée aux simulations prenant en compte l’impact du milieu interstellaire sur la formation de barres par effet de marée. Ce sujet est important car le gaz est connu pour gêner la formation de barres dans les plus grandes galaxies. Dans les différentes simulations, nous utilisons le modèle d’une galaxie naine de même masse mais en variant la proportion de gaz. Cela nous permet également de vérifier l’impact du processus de formation stellaire. En raison de l’interaction avec la galaxie hôte, une barre de taille similaire se forme systématiquement dans la composante stellaire des naines. Cependant, la composante gazeuse demeure grossièrement axisymétrique. Dans les modèles contenant peu de gaz, les barres sont plus marquées et perdurent jusqu’à la fin des simulations. Quant aux galaxies naines avec une proportion de gaz plus élevée, elles sont détruites après leur second passage au péricentre.

In the Local Group of galaxies we can distinguish two categories of dwarf galaxies. Those which are far away from the Milky Way and Andromeda are predominantly classified as dwarf irregulars (dIrr), while the ones which are close to them are labelled as dwarf spheroidals (dSph). The dIrr galaxies exhibit certain degree of rotation and contain gas, whereas the dSph galaxies have spheroidal shapes supported by random motions of stars and are devoid of gas. The spatial separation of the two groups points to a possible evolutionary relation between them. In the tidal stirring scenario initially disky dwarf galaxies are transformed into spheroids due to repeated tidal interactions with the host galaxy.An intermediate stage of this process involves the formation of a tidally induced bar in the stellar disc of the dwarf. In the first part of this thesis we study the orbital structure of a tidally induced bar. To achieve this goal we analyze an N-body simulation of a dwarf galaxy orbiting a Milky Way-like host. Using Fourier analysis we determined orbital frequencies of stellar particles. It turned out that the shapes of the orbits depend on the ratios of frequencies. Using this criterion we classified the orbits into families. In the very central part we have found orbits known from rotating triaxial potentials. However, majority of the orbits (more than 80%) have boxy shapes, while only about 8% belong to the classical family x1, which is thought to constitute the backbone of a bar. In the second part we describe results of N-body simulations that were designed to study how the properties of the bars depend on the initial conditions. In all the simulations we used the same model of a dwarf galaxy. However, we changed two parameters: the size of the orbit of the dwarf around the host galaxy and the inclination of the dwarf's disc with respect to the orbital plane. In all cases bars were formed at the first encounter with the host. It turned out that the most pronounced bar was created on the intermediate-sized orbit while increasing the inclination leads to weaker bars. During further pericenter passages the bars were usually weakened and shortened. The rotation speed of the bars was rather slow, which we attributed to the loss of angular momentum at the encounters with the host. The third part is devoted to simulations which take into account the impact of the interstellar medium on the formation of tidally induced bars. This subject is important as gas is known to hinder bar formation in larger galaxies. We used models of a dwarf galaxy of the same mass, but with varying gas fraction. We also checked if the addition of star formation processes has any impact. Due to the interaction with the host galaxy, in all cases bars of similar length formed in the stellar component of the dwarfs. However, the gaseous component remained approximately axisymmetric. In the models with a lower gas fraction the bars were more pronounced and survived until the end of the simulations, while in the dwarfs with a higher gas fraction the bars were destroyed after the second pericenter passages.