Les simulations à N-corps de collisions entre galaxies spirales de masses comparables conduisent généralement à la destruction des deux objets et à la formation d’une galaxie qui ressemble beaucoup à une galaxie elliptique (voir White 1983, par exemple). Ces mêmes simulations montrent que deux galaxies qui entrent en collision sont freinées de façon éner-gique par la friction dynamique, ce qui conduit très souvent à une fusion des deux objets (Toomre 1977). Lors de ce freinage, elles spiralent assez rapidement vers leur barycentre commun. Ensuite commence une relaxation violente de leurs étoiles, qui conduit à un sys-tème s’apparentant beaucoup à une galaxie elliptique. Du point de vue observationnel, la galaxie des “antennes” (NGC 4038-9), est un exemple d’une collision entre deux spirales, en phase d’approche, tout en présentant déjà deux grandes queues qui s’éloignent du centre commun. NGC 7252 (Fig. 26) représente l’étape suivante avec les vestiges d’une collision violente, dont deux grandes queues, des boucles,et quelques coquilles, un peu “perturbées”, il est vrai. Cette galaxie a été étudiée en détail par Schweizer (1982). Elle présente un profil enr1/4 comme les galaxies elliptiques. Le spectre montre des signesd’une formation récente d’étoiles, vraisemblablement induite par la collision (comme 20% des galaxies à coquilles, cf Sect.III.3).
Toomre (1977) a proposé que les galaxies elliptiques pouvaient être le résultat d’une fu-sion de plusieurs galaxies spirales. D’après lui le taux actuel d’observation de galaxies spi-rales en collision pouvait rendre compte à lui seul de la fraction de galaxies elliptiques dans l’univers (environ 10%). Cette idée a été reprise par de nombreux auteurs (voir revue de White, 1983). Les observations récentes semblent converger vers une grande influence de l’environnement sur l’évolution des galaxies et peut-être aussi leur formation. La déficience en galaxies spirales dans les amas serait naturellement interprétée par la disparition des spi-rales lors de collisions, plus fréquentes dans les amas à cause de la plus grande proximité et des vitesses relatives plus importantes.
Si cette hypothèse était exacte, les coquilles seraient des vestiges de la formation des galaxies-hôtes et pourraient fournir des éléments précieux pour notre compréhension de la formation et de l’évolution des galaxies.
Un des arguments proposés à l’encontre de cette hypothèse est lié à ladensité des parti-cules dans l’espace des phases. D’après le théorème de Liouville le volume occupé par les particules dans l’espace des phases dans un système sans collisions est constant. Les galaxies elliptiques sont généralement considérées comme des systèmes sans collision car le libre par-cours moyen des particules est supérieur aux dimensions du système, ou autrement dit le temps de relaxation du système est supérieur au temps de Hubble. Ainsi lors d’une collision et fusion entre deux galaxies, le systèmes stellaire résultant subit une relaxation violente sans collision, et la densité maximale des particules ne peut pas croître dans l’espace des phases. Ainsi on ne pourrait pas obtenir les densités très élevées que l’on observe au centre de cer-taines elliptiques à partir de collisions entre galaxies spirales dont les densités au centre ne sont pas aussi élevées. En fait, cet argument relatif à la densité maximale peut être discuté. Il est très difficile de déterminer la densité maximale des particules dans l’espace des phases, et il semble qu’elle dépende fortement de l’échelle utilisée (Binney, 1988, private communi-cation). Ainsi sur de faibles échelles, la densité présente de plus grandes inhomogénéités qui pourraient conduire à des concentrations très élevées après une collision. Une autre possibi-lité pour annuler cet argument de densité, est de faire intervenir un élément dissipatif comme la présence de gaz, qui peut alors modifier les densités dans l’espace des phases.
Un autre argument qui va à l’encontre de cette hypothèse est observationnel, et semble difficile à contourner : le très grand nombre d’amas globulaires observé autour des galaxies elliptiques ne peut pas être expliqué par la fusion de deux spirales, autour desquelles les amas globulaires sont beaucoup moins nombreux.
D’après certains auteurs (Bender 1988, Nieto 1988), les galaxies elliptiques seraient en fait divisées en deux grandes classes, l’une constituée par les galaxies possédant un disque, en rotation autour du petit axe, avec une faible masse et une forme biaxiale aplatie, et l’autre par les galaxies sans disque, de masse plus importante, en rotation lente ou sans rotation, de forme généralement plus complexe (triaxiale), et qui résulteraient d’un processus de fusion de galaxies plus petites. Si les coquilles sont bien des traces d’une fusion récente, on pourrait donc s’attendre à observer une tendance chez les galaxies elliptiques à coquilles à avoir des masses plus importantes et un écart à l’isotropie plus grand que l’ensemble de la population des elliptiques. Le diagramme des magnitudes absolues des galaxies à coquilles de notre catalogue ne semble pas indiquer que les galaxies à coquilles ont des masses plus importantes que l’ensemble des galaxies elliptiques (Fig 27). Mais de toute façon, il faut être très prudent en interprétant ce diagramme car il est fortement affecté par l’effet de Malmquist (cf Fig 31) qui favorise justement la détection de coquilles dans les galaxies les plus brillantes.
La présence de coquilles autour de galaxies spirales tendrait à prouver que certains disques sont assez robustes et peuvent survivre à une collision avec un compagnon assez massif pour donner naissance à des coquilles observables. Les spirales pourraient ainsi grossir par ab-sorption de galaxies-compagnons. Mais la faible fréquence relative de spirales à coquilles par rapport aux elliptiques à coquilles peut être une indication de la difficulté à former des coquilles dans un potentiel aussi aplati que celui d’une galaxie spirale, comme le suggéraient Dupraz et Combes (1986), ou bien qu’un grand nombre de disques sont détruits lors de la collision.