Nous avons effectué 14 simulations de collisions majeures de galaxies spirales riches en gaz. Ces simulations ont été réalisées grâce à GCD+, un algorithme qui inclue la gravité, l'hydrodynamique, la formation stellaire et un traitement détaillé de l'enrichissement en métaux. Nous avons analysé les propriétés cinématiques, structurelles et chimiques des étoiles formées avant, pendant et après la collision. Ces collisions forment une galaxie ayant un disque pouvant être divisé en deux composantes. Ces deux composantes peuvent correspondre au disque mince et au disque épais d'une galaxie, et leur profil de luminosité peut être ajustées par une loi exponentielle. Les étoiles formées avant et pendant la collision ont une longueur d'échelle plus grande que les étoiles formées après la collision par 20% en moyenne. Du point de vue de la cinématique, les étoiles vieilles ont des dispersions en vitesse plus élevées et sont en retard sur les étoiles jeunes pour ce qui est de la vitesse de rotation. Le sursaut de formation d'étoiles associé à la collision permet d'enrichir rapidement le gaz en différent métaux. Les explosions de supernovae de type II qui ont lieu rapidement après la collision, étant donné la courte durée de vie des étoiles qui les produisent, enrichissent le milieu intergalactique en éléments a. Les supernovae de type la, ayant une distribution plus étendue dans le temps, permettent l'enrichissement en fer des deux populations associées aux composantes du disque, ce qui permet d'obtenir une population stellaire vieille ayant un rapport [a/Fe] supérieur à celui des étoiles jeunes et ce, même à des métallicités relativement élevées ([Fe/H] = —0.5). Ce résultat pourrait expliquer le rapport [a/Fe] élevé que l'on retrouve chez les étoiles du disque épais de la Voie lactée. / We employ GCD+, a N-body, smoothed particle hydrodynamic simulation, including star formation and a detailed treatment of chemical enrichment, to follow 14 gas-rich mergers that resuit almost ail in a galaxy with disk morphology. We trace the kinematic, structural, and chemical properties of stars formed before, during, and after the merger. We show that such merger produces two exponential disk components, with the older, hotter component having a scale length 20% larger than the later forming, cold disk. On a kinematical point of view the old stellar population clearly lags the rotation velocity of the young disk and hâve a higher rotational velocity dispersion. Rapid star formation during the mergers quickly enriches the protogalactic gas réservoir, resulting in high metallicities of the forming stars. Thèse stars form from gas largely polluted by Type II supernovae, which form rapidly in the merger-induced starburst. After the mergers, a thin disk forms from gas that has had time to be polluted by type la supernovae. This fact lead to an old stellar population with a higher [a/Fe] ratio than the young population at quite high metalicity ([Fe/H] = —0.5). We examine the proposai that increased star formation during gas-rich mergers may explain the high a-to-iron abundance ratios that exist in the relatively high-metallicity, thick-disk component of the Milky way.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:LAVAL/oai:corpus.ulaval.ca:20.500.11794/19551 |
| Date | 12 April 2018 |
| Creators | Richard, Simon |
| Contributors | Martel, Hugo |
| Source Sets | Université Laval |
| Language | French |
| Detected Language | French |
| Type | mémoire de maîtrise, COAR1_1::Texte::Thèse::Mémoire de maîtrise |
| Format | x, 97 f., application/pdf |
| Rights | http://purl.org/coar/access_right/c_abf2 |
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