Les superamas et la structure à grande échelle


Les galaxies ont tendance à vivre en groupes de quelques dizaines de membres ou en amas de milliers de membres. Que se passe-t-il au niveau supérieur, comment groupes et amas de galaxies se répartissent-ils ?

Le champ XDF

Cette image exceptionnelle, publiée en septembre 2012 et appelée XDF (eXtreme Deep Field), est le résultat de dix ans d’observation d’une même partie du ciel par le télescope spatial Hubble. Cette région se trouve dans la constellation du Fourneau, dans l’hémisphère sud, et a été choisie parce qu’elle ne contient pas d’étoile brillante qui aurait gêné l’observation du ciel profond. Le temps de pose combiné de toutes les observations est de deux millions de secondes, soit environ 23 jours. On observe environ 5500 galaxies sur l’image et les galaxies les plus lointaines apparaissent telles qu’elles étaient à peine 450 millions d’années après le Big Bang, une époque qui est encore mal connue. Crédit : NASA/ESA/G. Illingworth/D. Magee/ P. Oesch/ R. Bouwens/HUDF09 Team

Les superamas de galaxies

Les observations ont montré que la distribution est loin d’être uniforme. Groupes et amas de galaxies ont tendance à se regrouper pour former ce que l’on appelle des superamas, des ensembles gigantesques atteignant une taille de centaines de millions d’années-lumière et contenant plusieurs dizaines de groupes et d’amas. Le Groupe Local est ainsi membre du Superamas Local, aussi appelé le Superamas de la Vierge, d’un diamètre de 100 millions d’années-lumière. On peut encore citer le superamas de l’Hydre-Centaure à 200 millions d’années-lumière ou le superamas de Shapley, qui se trouve à 500 millions d’années-lumière et dans la direction duquel le Groupe Local dérive.

C’est à l’échelle du superamas que l’expansion de l’Univers commence à se faire sentir. En effet, un ensemble de corps liés mutuellement par la gravité n’est pas en expansion si l’attraction mutuelle est assez forte pour résister. C’est le cas dans les groupes ou amas de galaxies. Par contre, la force gravitationnelle qui lie les amas entre eux n’est pas suffisamment puissante et l’expansion va donc se faire sentir. Ainsi, l’amas de la Vierge s’éloigne du Groupe Local à 1250 kilomètres par seconde et l’amas de Coma à 6700 kilomètres par seconde.  Les amas s’éloignent donc lentement les uns des autres et la taille des superamas augmente avec le temps.

La loi de Hubble

Les premiers résultats sur l’organisation de la matière en superamas furent obtenus en étudiant simplement la répartition des amas dans le ciel. Ceci n’était pas satisfaisant car des effets de projection pouvait intervenir et fausser les résultats. En effet, deux amas très séparées en réalité pouvaient sembler proches l’un de l’autre depuis la Terre s’ils se trouvaient dans la même direction. Pour connaître la répartition réelle des amas dans l’espace, il fallait obtenir une information de plus : la distance de ces amas.

La méthode employée pour déterminer la distance à ces objets très lointains repose sur la loi de Hubble. Il faut d’abord procéder à une analyse spectrale de la lumière du corps, déterminer son décalage vers le rouge et en déduire la vitesse de récession. Ensuite, à partir de la loi de Hubble, il faut utiliser cette vitesse pour calculer la distance de l’objet. Ceci est très simple en théorie. En pratique, cependant, les choses sont plus compliquées car les galaxies lointaines ne nous envoient que très peu de lumière. Un spectre de bonne qualité et utilisable est en conséquence long et difficile à obtenir.

La structure à grande échelle

Néanmoins, grâce aux progrès dans les techniques d’observations, les premiers résultats arrivèrent dans les années 1980 et révélèrent la répartition des amas de galaxies à des échelles de centaines de millions d’années-lumière : la structure à grande échelle. Les astronomes découvrirent alors que même à cette échelle, la distribution de matière est très inhomogène. Il existe d’énormes vides dans la répartition des superamas, des bulles gigantesques d’une dimension de l’ordre de centaines de millions d’années-lumière, totalement dépourvues d’amas de galaxies.

Les astrophysiciens considèrent de nos jours que ces vides représentent plus de 90 pour cent du volume de l’Univers. C’est à la frontière entre ces vides que se trouvent les superamas de galaxies. Les observations ont montré que ces derniers se regroupent pour former des structures en forme de filaments qui dessinent les contours des bulles.

2dF Galaxy Redshift Survey

Une vue de la structure à grande échelle obtenue entre 1995 et 2002 par le projet de cartographie 2dF Galaxy Redshift Survey conduit depuis l’observatoire anglo-australien en Australie. On peut clairement voir les concentrations de galaxies en amas et superamas, les filaments qui relient les superamas ainsi que les grands vides très peu peuplés en forme de bulles. L’échelle du haut à droite montre le décalage vers le rouge, celle du bas la distance en milliards d’années-lumière. Crédit : 2dF Galaxy Redshift Survey

Toutes ces découvertes relativement récentes montrent que la structure à grande échelle est bien plus complexe qu’on ne l’imaginait auparavant. L’origine de cette structure fait partie des grands sujets de l’astrophysique contemporaine.

Voir aussi : Découverte du superamas Laniakea & L’échelle des distances dans l’Univers


Page mise à jour le 11 juillet 2015 par Olivier Esslinger