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Les collisions radiales décrites ci-dessus ne sont qu’un cas particulier de rencontres entre galaxies. Le cas le plus général inclut des rencontres avec un moment angulaire non-négligeable.

Dans un certain nombre de simulations de rencontres à grand paramètre d’impact avec un compagnon disque, Quinn (1982, 1984) fait apparaître des structures s’apparentant aux coquilles. Lorsque le compagnon passe dans le voisinage immédiat de la galaxie massive, il perd une partie (ou la totalité) de ces étoiles par effet de marée qui peuvent ensuite être capturées par la galaxie pour former des structures complexes, ou s’échapper sous forme de grandes queues qui se dispersent ensuite dans le milieu intergalactique (comme lors des simulations radiales, où environ la moitié du matériau est dispersé dans l’espace).

Le processus de formation de coquilles est différent de celui que nous avons décrit pré-cédemment pour les rencontres radiales. Les coquilles sont dans ce cas des zones de plus grande densité dûes principalement à des effets de projection dans l’espace réel et non plus dans l’espace des phases. Il peut bien sûr y avoir aussi une combinaison des deux...

1On doit cependant noter que la cinématique des anneaux polaires autour des galaxies lenticulaires (Whitmore et al 1987) suggère une forme sphérique pour ces halos.

Quinn (1982, 1984) écarte néanmoins ce type de collisions comme processus de forma-tion de coquilles car elles conduisent à des structures se croisant ou se chevauchant, qui d’après lui ne ressemblent pas aux coquilles observées par Malin et Carter. Dans leur der-nier article, Hernquist and Quinn (1988) reviennent un peu sur ce point de vue et présentent quelques simulations de collision à grand paramètre d’impact où, en ajustant les conditions initiales, ils obtiennent des systèmes où peu de coquilles se croisent. Ils présentent aussi des simulations de formation de coquilles par “transfert de matière” où le compagnon perd une partie seulement de ses étoiles, sans être détruit après la collision (fig. 10). Un autre type inté-ressant de formation de “coquilles complètes” est un phénomène de génération d’ondes circu-laires dans une galaxie spirale, excitées après un passage au voisinage d’une galaxie massive. Cependant le résultat s’apparente peu aux coquilles observées jusqu’à présent (fig. 11).

Huang et Stewart (1987) ont réalisé des simulations de coquilles à partir de rencontres non radiales entre un potentiel rigide et un compagnon disque. La galaxie centrale est aplatie (oblate) avec une ellipticité constante pour les équipotentielles, et tourne autour de son petit axe. Les auteurs obtiennent comme Hernquist et Quinn (1988) des structures irrégulières et enchevêtrées. Ils examinent une certaine plage de variation des paramètres des collisions et reconnaissent que le pourcentage des résultats qui s’apparentent à des coquilles est très faible.

Parmi les objections qui vont à l’encontre des collisions non radiales, on peut citer : - les structures obtenues dans les simulations de rencontres non-radiales ne sont pas vrai-ment tridimensionnelles, et ne sont bien visibles qu’au voisinage de la direction perpendicu-laire au plan de l’orbite du compagnon.

- les courbures des arcs formés sont en général très différentes, ce qui conduit à des chevauchements et intersections qui ne sont pas souvent observées. Il n’est pas encore apparu de cas d’intersections nettes de coquilles au cours de notre étude.

- d’après les simulations, le taux de formation de coquilles s’apparentant à celles que l’on observe est très faible, et on s’attend à observer tout une gamme de situations intermé-diaires, dont des structures en X qui semblent assez robustes (cf Hernquist et Quinn 1988). Ces structures en X sont causées par la précession des orbites des étoiles du compagnon dans les potentiels non sphériques, mais à notre connaissance, n’ont pas été observées jusqu’à présent.

Il faut cependant noter que les coquilles que l’on observe sont souvent à la limite de nos capacités de détection, et que les “structures secondaires” produites par les rencontres non radiales sont généralement diffuses et plus difficiles à détecter. Ainsi on ne peut pas consi-dérer comme une objection incontournable la non-observation des “structures secondaires”. Hernquist et Quinn ont même suggéré que l’apparence “box-shaped” de certaines galaxies elliptiques (cf fig. 30) serait dûe à la contribution des débris d’une configuration en X.

D’après les simulations, il semble aussi qu’il soit assez difficile de former des structures s’apparentant aux coquilles au cours de rencontres non-radiales, et que lorsque ces structures apparaissent, elles ont une durée de vie beaucoup plus courte que les coquilles formées lors de collisions radiales. Une étude basée sur des simulations qui explorerait au mieux le domaine de variation des paramètres de collision serait nécessaire pour fournir des résultats quantitatifs (mais serait très coûteuse en temps de calcul...).

Si l’on admet que les coquilles peuvent avoir pour origine des collisions radiales, il est pourtant difficile d’écarter les cas de collisions non-radiales qui statistiquement semblent beaucoup plus probables.

D’après Quinn (1984), le grand nombre de systèmes de coquilles résultant de collisions radiales pourrait avoir une origine liée à la formation de l’univers. Le moment angulaire ca-ractéristique acquis par des paires de galaxies dûes au couple exercé par les systèmes voisins par effet de marée, peu après la formation de l’Univers, serait très faible d’après les études théoriques de Efstathiou et Jones (1979). Cette petite valeur du moment angulaire condui-rait ainsi à un biais favorisant les rencontres radiales, comme l’ont confirmé Aarseth et Fall (1980) à partir d’études de fusions de galaxies. Pour des systèmes binaires ayant des distances initiales de l’ordre de 100 kpc, on s’attendrait ainsi à une distance minimale d’approche infé-rieure à 5 kpc, en supposant que les galaxies se comportent comme des masses ponctuelles, ce qui serait parfaitement en accord avec les conditions des simulations “radiales”. Quinn (1984) conclut que l’observation de systèmes de coquilles résultant principalement de colli-sions radiales pourrait ainsi être un argument de plus en faveur d’une faible valeur du moment angulaire initial.