L'éjection par pression dynamique des halos gazeux chauds des galaxies dans les groupes et les amas

Nous utilisons un vaste ensemble de simulations hydrodynamiques complètes soigneusement contrôlées pour étudier l'éjection par pression dynamique des halos gazeux chauds des galaxies alors qu'elles tombent dans de massifs groupes et amas. La sensibilité des résultats à l'orbite, à la masse totale de la galaxie et aux propriétés structurales de la galaxie est explorée. Pour des paramètres structurels et orbitaux typiques, nous constatons qu'environ 30 pour cent du gaz halo galactique chaud initial peut rester en place après 10 Gyr. Nous proposons un modèle analitique physiquement simple qui décrit remarquablement bien l'éjection observée dans les simulations. Le modèle est analogue à la formulation originale de Gunn & Gott, sauf qu'il est approprié pour le cas d'une distribution de gaz sphérique (chaud) (par opposition à un disque froid vu de face) et prend en compte que l'éjection n'est pas instantanée mais se produit sur une échelle de temps caractéristique. Le modèle reproduit les résultats des simulations à environ 10 pour cent à presque tous les moments pour toutes les orbites, rapports de masse et propriétés structurales des galaxies que nous avons explorées. La seule exception concerne des systèmes peu probables où l'orbite de la galaxie est fortement non radiale et sa masse dépasse environ 10 pour cent du groupe ou de l'amas dans lequel elle tombe (dans ce cas, le modèle sous-estime l'éjection suivant le passage péricentre). Le modèle proposé a plusieurs applications intéressantes, y compris le modelage de l'éjection par pression dynamique des galaxies observées et cosmologiquement simulées et comme moyen d'améliorer les modèles semi-analytiques actuels de formation des galaxies. Une conséquence immédiate est que les couleurs et morphologies des galaxies satellites dans les groupes et les amas différeront significativement de celles prédites avec l'hypothèse standard d'éjection complète des couronnes chaudes.