Au centre des amas de galaxies actuels dominent des systèmes elliptiques massifs qui ont depuis longtemps cessé de former des étoiles. Cependant, à grands décalages vers le rouge, lorsque l'Univers avait environ deux milliards d'années, les protoclusters, précurseurs des amas, abritent souvent des galaxies poussiéreuses à formation d'étoiles intense, considérées comme les ancêtres probables de ces géantes elliptiques. Les mécanismes qui déclenchent la croissance rapide de la masse puis l'extinction de la formation d'étoiles restaient flous. Ce travail comble une lacune en reliant les données sur le milieu interstellaire froid, la structure stellaire et la position des galaxies dans les filaments de la toile cosmique au sein d'un même protocluster, SSA22 à z=3.09. Dans les archives, à côté de cette étude, se trouvent des travaux sur les nuages de gaz autour du centre de la Voie lactée, sur la pesée des nuages d'Andromède et sur le rôle du gaz neutre dans les galaxies massives primitives, mais cet article se distingue en combinant pour la première fois des observations de la poussière, du gaz moléculaire et de la structure stellaire pour un échantillon de galaxies directement associées aux filaments de la toile cosmique.
Les auteurs ont rassemblé des données pour 18 galaxies poussiéreuses à sursaut de formation d'étoiles (DSFG) dans le champ ADF22, un relevé profond du noyau du protocluster SSA22 à décalage vers le rouge 3.09. Ils ont utilisé des observations multifréquences d'ALMA (bandes 3, 4, 5, 6, 7, 8) pour mesurer le continuum de poussière et les raies CO, des données JVLA en bande Ka pour la raie CO(1–0), ainsi que des images JWST/NIRCam et MIRI pour la structure stellaire. Les distributions spectrales d'énergie dans l'infrarouge lointain ont été reconstruites à l'aide du code bayésien MERCURIUS, en ajustant un modèle de corps noir modifié optiquement mince. Pour huit galaxies à haute résolution spatiale (environ 1 kpc), les densités de surface stellaires et de poussière ont été mesurées à partir des rayons efficaces obtenus avec JWST et ALMA. Le gaz moléculaire a été estimé à partir de la luminosité CO(1–0) avec un facteur de conversion calibré par comparaison avec la masse de poussière. Ensuite, les diagrammes de la fraction de gaz et du temps d'épuisement en fonction de la masse stellaire ont été construits et comparés aux relations d'échelle du champ, et les DSFG ont été confrontées aux galaxies passives du même champ.
Les galaxies poussiéreuses couvrent deux ordres de grandeur en luminosité infrarouge lointaine, de 10^11 à 10^13 luminosités solaires, avec une température médiane de la poussière de 25 K. Pour huit galaxies, une corrélation positive entre la densité de surface stellaire et celle de la poussière a été trouvée, indiquant un compactage conjoint des composantes stellaire et gazeuse. La raie CO(1–0) a été détectée dans 12 galaxies, CO(3–2) dans les 18, et les raies très excitées CO(8–7) et CO(9–8) dans quatre. Le rapport médian des températures de brillance CO(3–2)/CO(1–0) est de 0.66, en accord avec les galaxies de champ aux mêmes décalages vers le rouge. Le rapport CO(8–7)/CO(3–2) est corrélé avec la densité de surface du taux de formation d'étoiles, confirmant que l'excitation du gaz moléculaire est régulée par la formation d'étoiles. Les galaxies de plus faible masse présentent un excès de fraction de gaz et de temps d'épuisement par rapport aux relations de champ, tandis que les systèmes massifs se situent sur les relations de champ. L'analyse conjointe des DSFG et des galaxies passives révèle une séquence allant de systèmes riches en gaz et à faible densité de surface stellaire à des systèmes compacts, pauvres en gaz et à forte densité.
Ce travail relie l'évolution des galaxies massives à leur position dans les filaments de la toile cosmique. Contrairement aux études voisines qui se concentrent sur des aspects isolés (par exemple, les nuages de gaz ou la poussière), ici, pour la première fois, la poussière, le gaz moléculaire et la structure stellaire sont mesurés simultanément pour un même échantillon de galaxies dans un protocluster, ce qui permet de retracer le cycle baryonique, de l'accrétion de gaz à l'extinction de la formation d'étoiles. La séquence observée, des disques de gaz aux systèmes compacts et passifs, fournit une base observationnelle pour le scénario dans lequel les filaments de la toile cosmique alimentent la croissance des galaxies, tandis que la cessation de l'accrétion déclenche leur extinction. Cela diffère des travaux qui mettent l'accent sur les fusions ou les processus internes, et souligne le rôle de l'environnement à grande échelle.
Ce thème pourrait se développer dans plusieurs directions. Premièrement, l'extension de l'échantillon de DSFG avec CO(1–0) dans d'autres protoclusters permettrait de tester l'universalité des relations trouvées. Deuxièmement, l'obtention de spectroscopie à haute résolution pour mesurer la métallicité lèverait l'incertitude sur le facteur de conversion du CO en masse de gaz. Troisièmement, des simulations numériques incluant la toile cosmique aideraient à reproduire la séquence observée et à identifier les mécanismes physiques du compactage. Enfin, des observations avec de futurs instruments, comme le SKA, permettraient de cartographier directement le gaz froid dans les filaments et de le relier aux galaxies.
Les résultats influenceront la compréhension de la formation des galaxies massives dans les environnements denses et les modèles d'évolution des amas. Ils sont également importants pour l'interprétation des relevés profonds, tels que les grands programmes ALMA et les futures observations du JWST.
Les prochaines étapes comprennent l'obtention de CO(1–0) pour un plus grand nombre de galaxies dans le protocluster, la mesure de la métallicité pour affiner le facteur de conversion, et la recherche de séquences similaires dans d'autres protoclusters à z~2–3.
Ce travail aborde directement le problème non résolu de l'extinction de la formation d'étoiles dans les galaxies massives : jusqu'à présent, on ne sait pas quel processus, épuisement du gaz, extinction morphologique ou chauffage de l'environnement, joue le rôle principal. Ici, il est montré que dans le protocluster SSA22, la transition de la formation d'étoiles active au repos s'accompagne d'un compactage simultané de la structure stellaire et d'un épuisement du gaz moléculaire, ce qui soutient un scénario combiné. Cependant, la question de la contribution de la rétroaction des noyaux actifs de galaxies, détectés dans six DSFG et une galaxie passive, reste ouverte.
Le champ ADF22 contient des filaments de la toile cosmique directement visibles dans l'émission Lyman-alpha, parmi les premières structures de ce type découvertes à décalage vers le rouge 3. Dans ces filaments, les galaxies sont alignées comme des perles sur un collier, et leur évolution dépend de la distance au centre du halo massif.