La question de savoir pourquoi les galaxies cessent de fabriquer des étoiles et changent de forme occupe le cœur de l'astrophysique moderne depuis plusieurs décennies. Les observations montrent une nette bimodalité : les disques bleus et les sphéroïdes rouges se distinguent par leur masse, leur taille et leur activité. L'explication classique attribue le rôle principal aux fusions de galaxies, qui détruisent les disques et déclenchent l'activité du trou noir. Or les fusions augmentent la taille de la galaxie, alors que les galaxies quiescentes sont plus petites que les galaxies formatrices d'étoiles à masse égale. Cette contradiction pointe vers un mécanisme supplémentaire reliant structure et extinction. Ce travail s'inscrit dans la lignée des études qui, à l'aide de simulations cosmologiques, retracent l'évolution des galaxies et cherchent les causes physiques des corrélations observées. Il côtoie des travaux sur les fusions comme source du spin des trous noirs et sur l'influence des trous noirs supermassifs sur les amas stellaires, mais cette étude se distingue par une séparation détaillée des canaux et par la vérification du rôle de la morphologie.
Les auteurs ont utilisé la simulation cosmologique hydrodynamique phare EAGLE, qui reproduit l'évolution de la matière noire et des baryons dans un cube de 100 mégaparsecs de côté. Ils ont sélectionné environ 2200 galaxies centrales d'une masse stellaire d'au moins 10^10 masses solaires et retracé leurs branches de fusion principales dans le temps jusqu'au décalage vers le rouge z≈4. La morphologie était décrite par trois paramètres : la taille (rayon de demi-masse), le rapport du disque à la masse totale (D/T) et la triaxialité (T), qui distingue les formes aplaties des formes allongées. L'histoire des fusions était évaluée par la fraction d'étoiles nées hors de la branche principale (fraction ex-situ). Ils ont ensuite comparé les trajectoires évolutives des galaxies formatrices d'étoiles et des galaxies quiescentes, en contrôlant la masse et l'histoire des fusions, et calculé les corrélations entre morphologie et masse du trou noir.
Jusqu'au décalage vers le rouge z≈1–2, les trajectoires de D/T et de triaxialité des futures galaxies quiescentes et formatrices d'étoiles sont indiscernables, puis elles divergent en même temps que débute l'extinction. La différence de taille et de masse du trou noir apparaît plus tôt, dès z≈2. Quatre canaux ont été identifiés. Premier canal : les fusions augmentent simultanément la taille, suppriment la rotation, accroissent la triaxialité et font grossir le trou noir, qui ensuite éteint la formation d'étoiles. Deuxième canal : à histoire de fusions fixée, les galaxies compactes à faible D/T font grossir leur trou noir plus vite et s'éteignent plus souvent. La corrélation entre D/T et masse du trou noir est négative (R≈-0.5) dans tous les échantillons. Troisième canal : à masse stellaire et masse du trou noir égales, les futures galaxies quiescentes sont plus compactes de 0.1–0.2 dex, ce qui indique un rôle de la taille dans l'efficacité de la rétroaction. Quatrième canal : l'instabilité du disque transforme les disques compacts aplatis en systèmes allongés, avec une croissance de la taille et une suppression de la rotation sans augmentation de la masse stellaire. Ce canal séculaire produit environ la moitié des galaxies allongées à une masse d'environ 10^10.6 masses solaires.
Ce travail montre que la morphologie joue un rôle actif dans la croissance du trou noir et dans l'extinction, et non qu'elle en est une conséquence passive. Cela le distingue des études voisines, qui se concentraient sur des aspects isolés, par exemple les fusions ou l'influence des trous noirs sur les amas. Ici, pour la première fois dans une même simulation, quatre canaux physiques sont séparés et la contribution de l'instabilité du disque est évaluée quantitativement. Le résultat est important pour les modèles semi-analytiques : reproduire la différence de taille observée entre galaxies quiescentes et formatrices d'étoiles n'est possible qu'avec une dépendance explicite de l'accrétion sur le trou noir vis-à-vis de la structure de la galaxie.
Le sujet pourrait évoluer vers une étude plus détaillée de la physique de l'instabilité du disque et de son lien avec l'accrétion de gaz sur le trou noir. Il serait intéressant de vérifier comment les canaux identifiés dépendent de la résolution de la simulation et des paramètres du modèle de rétroaction. La comparaison avec d'autres simulations, telles qu'IllustrisTNG et SIMBA, aidera à comprendre quels résultats sont universels et lesquels dépendent de l'implémentation de la physique.
Les résultats influenceront l'élaboration de modèles semi-analytiques de galaxies et l'interprétation des données observationnelles sur les tailles et les formes des galaxies.
La prochaine étape consiste à confronter les prédictions de la simulation aux observations, par exemple aux données sur les galaxies massives compactes à z≈2 et sur les galaxies allongées de l'Univers local.
Ce travail est directement lié au problème non résolu de l'origine de la bimodalité morphologique des galaxies et du rôle des trous noirs supermassifs dans l'arrêt de la formation d'étoiles. Il aborde aussi la question de savoir pourquoi les galaxies quiescentes sont plus compactes que les galaxies formatrices d'étoiles, et propose un mécanisme concret via la modulation de la croissance du trou noir.
Dans la simulation EAGLE, des galaxies d'une masse d'environ 10^10.6 masses solaires, qui n'ont jamais connu de fusion majeure, peuvent passer d'un disque plat à un « cigare » allongé sous l'effet d'une instabilité interne, tout en n'accumulant presque aucune masse stellaire.