Contacter l'auteur / Contact the author

Recherche dans ce site / Search in this site

 

La structure de l'Univers

La toile cosmique. Document T.Lombry.

L'Univers est-il homogène ? (I)

En observant le ciel profond à l’oculaire d’un puissant télescope, on constate que la plupart des galaxies se rassemblent pour former des couples, des quartets et autres quintets. Certaines se rassemblent dans de gigantesques amas pouvant contenir plusieurs dizaines de milliers d’individus maintenus par la gravité.

En 1761, à l'époque d la compilation du catalogue de Messier, Lambert fut le premier à considérer que les "nébuleuses" de Herschel formaient des structures hiérarchisées.

Un siècle plus tard John Dreyer, directeur de l'observatoire irlandais d'Armagh publia son fameux catalogue NGC, complétant celui de Messier de plusieurs milliers de nébuleuses, d'amas stellaires et de galaxies.

Grâce à ce recensement méticuleux, en 1908 l'astronome suédois Carl Charlier posa l'hypothèse que ces "nébuleuses" - les galaxies - se situaient bien au-delà de notre Voie Lactée. Il soupçonnait également que ces galaxies se groupaient en couple, amas, amas d'amas et ce jusqu'à l'infini[1].

Toutefois, en raison de la puissance limitée des télescopes de l'époque et en l'absence d'une théorie cosmologique faisant consensus et conforme aux observations, les astronomes mettront plus de 20 ans pour le démontrer, notamment grâce aux découvertes d'Edwin Hubble.

Finalement ce n'est que dans les années 1950 et les premières campagnes de sondage du ciel profond que les astronomes se rendirent compte de la structure très particulière et tout à fait inattendue de l'univers à grande échelle.

Résultats des sondages du POSS

Grâce aux photographies très détaillées réalisées avec la chambre de Schmidt de 1.20 m du mont Palomar - qui constitueront le National Geographic-Palomar Observatory Sky Survey (POSS), aujourd'hui accessible en ligne via le Centre de Données de Strasbourg (SIMBAD) - on découvrit dans les années 1950 que le ciel était parsemé de millions de galaxies. En analysant méticuleusement les milliers de plaques photographiques, dans certaines régions du ciel telle La Chevelure de Bérénice (Coma Berenices), Persée ou les Poissons, sur quelques degrés carrés on pouvait décompter jusqu’à 50000 galaxies !

Lorsque en 1953 Gérard de Vaucouleurs sonda l'espace sur des distances de l'ordre de 10 à 50 millions d'années-lumière, il nota que les galaxies se rassemblaient dans des amas, confirmant les observations d’Abell. Chaque amas regroupait entre une dizaine et quelques milliers de galaxies. Le ciel en était maculé.

A plus grande échelle, les amas s'agglutinaient sous forme de gigantesques entités qui englobaient chacune une dizaine d'amas. Gérard de Vaucouleurs dénomma ces structures des "superamas". Plus tard, il découvrit que ces formations s'étendaient sur plus de 260 millions d'années-lumière et pouvaient contenir jusqu'à un milliard de galaxies.

L'intuition de Lambert et Charlier semblait confirmée, mais en vertu du "principe cosmologique" évoqué par l'astrophysicien anglais Edward Milne selon lequel l'Univers est homogène et isotrope dans toutes les directions, les astronomes étaient réticents à admettre que l'Univers ait put être hétérogène.

A voir : Carte 3D de l'Univers et version 3D, SDSS DR9/CfA, 2012

Les amas de galaxies de Virgo centré sur la "chaîne de Markarian" (60 millions d'a.l. ou mi), Hydra (Abell 1703, 100 mi), Herculis (Abell 2151, 431 mi) et Pandora (Abell 2744, 3.5 milliards d'a.l.). Documents B.et J.Fera, Angus Lau, Ken Crawford et NASA/ESA/STScI/Spitzer.

Encouragés par les travaux de G.de Vaucouleurs, les astronomes portèrent leurs regards à une plus grande échelle. En 1976, Marc Davis alors à l’Université d’Harvard entreprit une analyse systématique du décalage spectral des galaxies situées dans un rayon de 100 millions d'années-lumière. Equipé d’une "z-machine" qui sera perfectionnée au fil des ans, en une dizaine d’années les astrophysiciens finirent par avoir une surprenante révélation.

Après avoir traité sur ordinateur les positions de deux millions de galaxies réparties en profondeur sur 2 milliards d'années-lumière, soit 10% du ciel dans ce volume, les astronomes de l’Université d'Oxford ont remarqué que le nombre d'amas était bien plus élevé que ne le prédisait le modèle de la matière sombre et froide.

Les clichés de Seldner[2] et Peebles révèlent que les galaxies ont tendance à s'agglomérer pour former une sorte de tapisserie sidérale à très fines mailles le long desquelles elles se regroupent. En fait, on retrouve les superamas de G.de Vaucouleurs; l'univers prend une consistance grumeleuse.

Le satellite infrarouge IRAS observa que les vides étaient beaucoup plus fréquents qu'on ne le pensait. En 1981, l'astronome Robert Kirshner de l’Université du Michigan découvrit par exemple "le trou du Bouvier", une zone sphérique alors estimée à 50 Mpc de diamètre (on l'estime aujourd'hui à 76 Mpc) exempte de galaxies spirales et elliptiques. Cette zone remarquait Kirshner "est une région typique de l'Univers. [Elle ne représente pas] sa structure à grande échelle". Le volume occupé par cette région et bien d'autres représente 1% de l'Univers accessible et correspond à celui d'un superamas de 200 millions d'années-lumière.

Depuis cette observation, il est à présent évident que les 100 milliards de galaxies que l'on estime visibles entourent des régions virtuellement vides[3].

Voyons en détails comment les galaxies s'organisent à grande échelle dans ces immenses superstructures formant la grande tapisserie cosmique en nous focalisant sur quelques membres connus, relativement proches et brillants. Nous verrons ensuite comment la théorie explique ses grandes structures et jusqu'à quelles dimensions.

Les superamas de galaxies

Le Superamas Local (Virgo)

Nous avons expliqué à propos des amas de galaxies, que c'est Gérard de Vaucouleurs en 1960 qui découvrit que l'Amas Local formait le "Superamas Local" ou superamas de la Vierge (Virgo) dont le centre se situe à environ 65 millions d'années-lumière du Soleil. L'Amas Local se trouve en périphérie de ce superamas dans lequel il évolue à 400 km/s. Vu son étendue (~13 milliards d'années-lumière de circonférence), il lui faudrait 10000 milliards d'années pour en faire le tour.

Illustration de la distribution des amas de galaxies dans le Superamas Local ou Superamas Virgo. Document Andrew Z. Colvin/Wikipedia.

Cela nous donne déjà une idée de la dimension astronomique du superamas dans lequel nous sommes plongés qui, ainsi que nous le verrons, paraît presque minuscule à l'échelle du milliard d'années-lumière.

Au fil des études, il s'est avéré que le Superamas Local contenait beaucoup plus de membres. D'abord réévalué à 2000 galaxies, selon les dernières études il contient environ 10000 galaxies regroupées dans une centaine d'amas et représente une masse d'environ 1015 M. Il s'étend sur un diamètre d'environ 33 Mpc ou 110 millions d'années-lumière (bien que certaines études l'étendent jusqu'à 200 millions d'années-lumière). Le Superamas Local présente un volume ~7000 fois supérieure à celui de l'Amas Local qui est un membre périphérique de cette structure gigantesque.

En 1982, Brent Tully de l'Institut d'Astronomie de l'Université d'Hawaii (IfA) découvrit que le Superamas Local avait la forme d'un halo sphéroïde géant comprenant un disque central contenant les 2/3 des galaxies brillantes, tandis que le halo regroupait le tiers restant. Le disque est très fin (1 Mpc), aplati et elliptique avec un rapport grand axe/petit axe de 6:1 pour une épaisseur dans un rapport 9:1.

Des études réalisées en 2003 dans le cadre du sondage 2dF ont montré que le Superamas Local est typique d'un superamas pauvre et est relativement petit. Une étude publiée en 2007 par Maret Einasto de l'Observatoire Tartu d'Estonie et son équipe indiqua que le coeur du Superamas Local est peu dense bien que contenant un amas riche et est entouré de "filaments" de galaxies et d'amas pauvres.

Les superamas de Coma, de l'Hydre, du Centaure et de Persée-Poisson

Parmi les autres superamas relativement proches et brillants, citons le superamas de Coma dominé par deux amas brillants, l'amas de Coma (Abell 1656) et l'amas du Lion (Abell 1367).

Vient ensuite le superamas de l'Hydre contenant un seul amas riche, l'amas de l'Hydre (Abell 1060) qui contient autant de galaxies que l'amas de la Vierge et quelques plus petits amas, le plus riche d'entre eux étant l'amas Antlia.

Puis il y a le superamas du Centaure qui est traversé par le plan de la Voie Lactée d'où l'avant-plan parsemé d'étoiles sur les photos. Ce superamas est dominé par l'amas du Centaure (Abell 3526).

Ensuite il y a le superamas de Persée-Poisson composé de nombreux amas de galaxies qui forment un grand mur qui s'étend sur près de 300 millions d'années-lumière. A une extrémité du superamas se trouve l'amas de Persée (Abell 426) qui est l'un des amas de galaxies les plus massifs dans un rayon de 500 millions d'années-lumière autour de la Voie Lactée.

Les premiers amas ou galaxies isolées du superamas Persée-Poisson se situent à environ 210 millions d'années-lumière tandis que les plus éloignées se situent à plus de 400 millions d'années-lumière, parmi lesquelles la galaxie spirale UGC 12591 de type S0/Sa. On reviendra sur cette galaxie étonnante à propos du calcul de sa vitesse de rotation et la question de la matière noire.

En raison de sa structure, le superamas de Persée-Poissons est le plus apparent dans le ciel. Il réside par ailleurs près du "Trou du Taureau" (voir plus bas).

Le superamas d'Hercule

Le superamas d'Hercule présente un diamètre d'environ 100 Mpc soit quelque 330 millions d'années-lumière. Il comprend les amas Abell 2147, évidemment celui d'Hercule alias Abell 2151, Abell 2152 et Abell 2162 situé près de la Couronne Boréale. Il est par ailleurs relié aux deux amas Abell 2197 et Abell A2199.

Le superamas d'Hercule jouxte le superamas de Coma qui font tous deux parties du "Grand Mur CfA2" ou "Mur du Sculpteur" sur lequel nous reviendrons.

Enfin, le superamas d'Hercule se trouve en bordure du "Supervide Local Boréal" (voir plus bas).

Le superamas Laniakea

Le fameux superamas Laniakea fut découvert en 2014 (voir également cet article et cet autre article de Nature). Il comprend 100000 galaxies jusqu'à ~160 Mpc ou ~526 millions d'années-lumière et représente une masse de 1017 M dont l'essentiel est invisible. Il englobe les superamas de la Vierge, de l'Hydre-Centaure (où se trouve le Grand Attracteur) et du Paon-Indien (Pavo-Indus). Il comprend également les amas de galaxies du Fourneau, d'Eridan, de la Règle et quantité d'autres mais dont une bonne partie sont invisibles en raison de la présence de grandes zones vides (ZOA) non explorées en raison de la présence du plan galactique.

La représentation ci-dessous montre une tranche du Superamas Laniakea vu dans le plan équatorial supergalactique. Les galaxies individuelles sont indiquées par des points blancs. On observe en blanc des courants de galaxies se déversant dans le bassin d’attraction gravitationnel de Laniakea tandis que des courants en bleu foncé s’éloignent de ce bassin local, créant une séparation entre notre "continent" et nos voisins. La ligne de contour orange définit les limites extérieures de ces courants.

A voir : Laniakea, our home supercluster, Nature, 2014

Laniakea Supercluster, B.Tully et al., 2014

Document Cosmic Flows adapté par l'auteur.

Mais tous les astronomes ne s'accordent pas sur la définition de "superamas". Ainsi, pour l'astronome Gayoung Chon de l'Institut Max Planck de Physique Extraterrestre, le "superamas" Laniakea qui est attiré vers le Grand Attracteur porte improprement son titre.

Selon Chon, "la définition de superamas dépend de la question que vous posez". S'il s'agit d'un groupement de structures s'effondrant vers un seul objet, alors "cette dernière méthode est une très bonne manière de cartographier les grandes structures de l'Univers, mais elle ne répond pas à la question de savoir ce que deviennent finalement ces superamas".

Ceci dit, les sondages n'ont pas permis de découvrir des amas de superamas de galaxies. Il semble que la force de la gravité soit limitée à l'échelle des superamas et ne soit plus capable de construire de structures hiérachiques plus vastes.

Les bulles d'Hubble ou les trous vides de galaxies

En vertu du principe cosmologique, a priori l'univers est homogène et il ne peut pas y avoir de vide entre les amas ou les superamas de galaxies. Or les observations contredisent ce principe. On peut même affirmer aujourd'hui que s'il existe des amas et des superamas de galaxies le plus souvent concentrés dans des espaces filamenteux réduits, à l'image d'une mousse, cela implique qu'ils doivent laisser des espaces vides autour d'eux. Et c'est exactement ce que les astronomes ont découvert.

Depuis 1981, les astronomes ont identifié au moins 29 zones vides, des "trous" dans la tapisserie cosmique, jouxtant plus d'une centaines de superamas de galaxies dans un cube de 2.4 milliards d'années-lumière de côté (cf. le sondage EEDTA de 1994 recensant 27 zones vides et celui de B&B Abell de 1985 recensant 29 zones vides). En fait, l'Univers est rempli de bulles vides de galaxies.

En l'honneur d'Edwin Hubble, pionnier de l'exploration de l'Univers, ces "vides" ou ces "trous" ont été nommés les "bulles d'Hubble" (Hubble Bubble).

Le Trou du Bouvier

La première "bulle vide" est le "Trou du Bouvier" (A.D.:14h50m, Décl.:+46°) découvert par Robert Kirshner et son équipe en 1981. Située à environ 700 millions d'années-lumière de la Voie Lactée, cette zone mesure 250 millions d'années-lumière de diamètre ce qui représente un volume de 8 millions de Mpc3 pratiquement vide ! Selon les astronomes de l'Université du Michigan, un tel volume devrait contenir 10000 galaxies.

Au cours des sondages successifs, les astronomes ont fini par découvrir que le "trou du Bouvier" contenait 60 galaxies (en 1997). Le superamas d'Hercule est situé près du bord de ce vide.

Le Trou Local et le Supervide Local Boréal

En 1987, Brent Tully et Rich Fisher découvrirent aux coordonnées équatoriales A.D.:18h28m, Décl.:+18° le "Trou Local" ou "Local Void", une région dépourvue de galaxies de 195 millions d'années-lumière de diamètre, adjacente à l'Amas Local. 

Des études réalisées en 2007 par Tully et son équipe ont montré que cette structure est composée de trois secteurs spatialement bien distincts et placés fortuitement de manière orthogonale et séparés par des ponts de "filamants épars" de galaxies.

En étudiant la répartion des amas riches de galaxies ainsi que la distribution des trous exempts de galaxies, les astronomes ont également mis en évidence le "Supervide Local Boréal" ou "Northern Local Supervoid".

Il s'agit d'un immense volume vide de 339 millions d'années-lumière de diamètre dépourvu d'amas riches de galaxies dont le centre se situe à 199 millions d'années-lumière de la Voie Lactée. Il se situe entre le Superamas Local (Virgo) et celui d'Hercule. Il se place sur la voûte céleste entre les constellations du Bouvier, de la Vierge et la tête du Serpent, approximativement aux coordonnées équatoriales A.D.:15h, Décl.+15°.

Le Trou du Taureau

Enfin, pour mémoire citons le "Trou du Taureau" situé à proximité du superamas de Persée-Poisson. C'est le trou vide le plus apparent du ciel. Il mesure 100 millions d'années-lumière de diamètre, il est circulaire et est recouvert de "murs" de galaxies. Il contient toutefois deux galaxies, UGC2627 et UGC2629 situées à 185 millions d'années-lumière.

L'existence de ces vastes volumes quasiment vides de galaxies est en accord avec les prédictions du modèle cosmologique ΛCDM. Des simulations ont déjà montré que des bulles vides pouvaient se former à partir d'un creux (un "trough") dans le champ de densité. Il est donc envisageable que ces espaces vides soient remplis de matière ou d'énergie sombre qui n'auraient pas formé de galaxies.

On suppose que ces trous résultent de la fusion de plusieurs espaces vides plus petits comme les bulles fusionnent pour en former de plus grandes, ce qui expliquerait le faible nombre de galaxies qu'on y trouve. Quelques études montrent également qu'il est possible que ces "galaxies de vide" représentent une population différente des galaxies des amas. C'est une hypothèse que les astronomes étudient actuellement.

Origine du gaz chaud intergalactique

En étudiant les galaxies et les amas, les astronomes ont découvert un nouveau ghénomène : ils sont enveloppés d'un halo de gaz chaud. Si on comprend aisément qu'une galaxie soit composée de nuages de gaz froid à partir duquel se forment les étoiles, l'origine du gaz chaud intergalactique ou WHIM (Warm-Hot Intermediate Medium) est plus mystérieuse et le devient plus encore quand on apprend que la matière sous toutes ses formes représente à peine 27 ±4 % de la masse totale d'une galaxie (le reste étant représenté à raison de 67 ±4 % par l'énergie sombre, 4.9 ±0.6 % par les baryons, 0.5 % par les neutrinos et 0.5 % par les étoiles et la matière visible) et que la moitié des baryons qui devraient être présents dans l'Univers manque à l'appel ! La découverte de ces halos dilués très chauds soulève plusieurs questions : que représente et d'où vient ce gaz intergalactique omniprésent et qu'est devenue cette matière baryonique "manquante" ?

En 2011, grâce au satellite Planck, on découvrit que les amas de galaxies Abell 399 et Abell 401 situés à environ un milliard d'années-lumière sont reliés par un pont de gaz chaud. Document ESA/HFI/LFI.

Au début des années 2000, la réponse n'était pas encore définitive mais les astronomes estimaient que ce gaz chaud remonterait à l'époque de la formation des amas de galaxies qui débuta quelques milliards d'années après le Big Bang, vers z=2 ou 3. Selon les modèles galactiques, les jeunes galaxies du champ et celles rassemblées en amas seraient entrées mutuellement en collision. On suppose que ces galaxies en interactions ont subit l'effet d'un balayage violent (stripping) qui expulsa le gaz interstellaire sous forme d'un vent intense. Au contact de cette onde choc, les nuages de gaz ont été comprimés et réchauffés, donnant localement naissance à de nouvelles étoiles. Les galaxies ayant perdu la majorité de leur gaz se sont transformées en elliptiques ou en lenticulaires. Ce processus a certainement duré plusieurs milliards d'années jusqu'à ce que les galaxies situées en périphérie des amas y participent. Finalement, ce gaz chaud intra-amas arracha le gaz interstellaire des rares galaxies spirales existant encore au coeur des amas riches. Ces évènements ce sont produits il y a plus de 7 milliards d'années, vers z=0.5 et antérieurement. Après son éjection des galaxies, ce gaz s'est répandu dans l'amas où il est resté piégé en raison des forces gravitationnelles, y compris celles plus discrètes de l'énergie sombre. Etant trop diffus, ce gaz ne s'est pas refroidi efficacement et est resté chaud. Etant encore sous le choc, ce gaz émet d'intenses émissions X. Ce sont ces émissions que les astrophysiciens ont enregistrés notamment grâce aux satelllites ROSAT, XMM-Newton et Chandra.

L'analyse spectrale de ce gaz intra-amas révèle une forte métallicité et la présence des raies du fer, les signatures typiques d'un processus de nucléosynthèse et donc d'une origine stellaire.

Ce gaz chaud est également présent entre les amas de galaxies. Ainsi, comme on le voit à gauche, les amas Abell 399 et Abell 401 parmi d'autres sont reliés par un pont de gaz chaud porté à 80 millions de Kelvins mesurant ~10 millions d'années-lumière. L'image combine la photo optique et celle de l'effet Sunyaev-Zel’dovich sur le rayonnement à 2.7 K (en orange) prise par le satellite Planck. Cet effet sur le rayonnement à 2.7 K se produit lorsque le rayonnement cosmologique passe à travers un gaz chaud. Une partie du rayonnement excite les électrons du gaz, laissant une faible trace dans le rayonnement micro-ondes sous forme de ce halo colorisé en orange.

Etant donné son étendue et sa structure, l'origine de ce gaz chaud est encore inconnue bien que l'effet d'un balayage (stripping) soit probable. Les astronomes ont également suggéré que ce gaz chaud ferait partie des filaments formant la structure de l'Univers à grande échelle et pourrait représenter une partie de ces fameux baryons "manquants" à l'inventaire cosmologique. Mais jusqu'à en 2015 il fut impossible de confirmer cette théorie par l'observation et ce n'est qu'en 2017 que les astronomes en apportèrent la preuve. On y reviendra dans l'article Le mystère des baryons manquants résolu.

Si les amas et les superamas de galaxies sont des structures qui défient l'entendement, la structure de l'Univers est encore plus étonnante dans l'espace très profond, au-delà d'un milliard d'années-lumière, où les astronomes ont découvert de véritables murs de galaxies et même de quasars. C'est l'histoire de ces découvertes que nous allons à présent décrire.

Prochain chapitre

Résultats des sondages CfA, SDSS et 2MASS

Page 1 - 2 - 3 - 4 -


[1] Vous trouverez un exposé des modèles de Lambert et Charlier dans E.Schatzman, "Origine et évolution des mondes", Albin Michel, 1957.

[2] Le premier cliché global fut réalisé par M.Seldner, Astrophysical Journal Supplement, 82, 1977, p249.

[3] R.Kirshner et al., Astrophysical Journal Letters, 248, 1981, L57 - J.Ostriker et L.Cowie, Astrophysical Journal Letters, 243, 1981, L127 - J.Oort, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 21, 1983, p373 - C.Frenck, Astrophysical Journal, 271, 1983, p417 - J.Peacock et H.Heavens, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 217, 1985, p805 - J.O.Burns, "Very Large structures in the universe", Scientific American, Juillet 1986.


Back to:

HOME

Copyright & FAQ