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Mis à jour
le 11/09/16
 Amas de galaxies
 

Découverte

En étudiant les amas de galaxies, on embrasse des étendues immenses, typiques de la cosmologie. Or cette dernière est basée sur le principe d’homogénéité de l’Univers. Mais cette homgénéité n’est pas encore atteinte à l’échelle des amas.

Les anciennes observations télescopiques ont montré que les galaxies ont tendance à se regrouper dans le ciel. Ces ensembles ont pris le nom d’amas de galaxies, ou de groupe pour les plus petits.

Ils pourraient résulter soit d’illusions dues à la perspective, soit d’accumulations réelles. Ils pourraient être stables ou très éphémères.


Quintette de Stephan (Arp 319), découvert en 1877 à Marseille, par Edouard Stephan


NGC 7320 est au premier plan, à z = 0,0025
alors que pour les 4 autres 0,019 < z < 0,022


photo NASA/ESA

On a donc une définition simple (simpliste, nous le verrons plus loin) des amas de galaxies :

Les amas de galaxies sont des associations liées par la gravité

Cette définition indique leur propriété physique essentielle. Elle n’est en rien une recette pour les observer, et dans ce but il faut trouver un moyen de distinguer les membres d’un amas parmi les galaxies du fond du ciel.

L’exemple du quintette de Stéphan est caractéristique : une observation de son aspect sur la sphère céleste nous montre 5 galaxies associées. Mais l’une d’elles ne fait pas partie de l’amas. La mesure de la distance est le seul critère fiable pour déterminer si un groupe observé est bien lié. Or cette mesure est très difficile, même à l’heure actuelle. Il a fallu attendre la méthode de Miss Henrietta Leavitt (céphéides) pour déterminer assez précisément la distance d’une étoile. Il est assez facile de vérifier qu’une étoile (céphéide) appartient à une galaxie, et donc d’associer la distance de l’étoile à toute la galaxie hôte. Ceci est dû au fait que les distances entre étoiles dans une galaxie sont petites devant les distances entre galaxies (1 AL contre 106 AL). On ne peut pas associer à tort une étoile à une galaxie plus proche ou plus lointaine.

Pour les galaxies dans les amas, le problème est très différent : une galaxie d’aspect semblable peut être à une distance à peu près quelconque, et peut très bien être associée à tort à un autre amas.

Pour les amas lointains (z ≥ 1 correspond à des amas bien lointains déjà), le diamètre angulaire des galaxies ne diminue pas avec la distance croissante (voir distance angulaire). Des galaxies d’aspect très semblable peuvent être à des distances très différentes. Seule la mesure des paramètres physiques de ces galaxies peut déterminer si elle appartiennent vraiment à un amas.

Caractérisation d’Abell

Abell a défini un amas comme une association d’au moins 50 membres, dans un domaine de 2 magnitudes à partir de la 3e plus brillante, et à l’intérieur d’un cercle de l’ordre de 2 Mpc. Il a identifié ainsi 2.712 amas de galaxies.

La contrainte de 2 magnitudes se justifie pour assurer que les galaxies sélectionnées soient à une distance semblable, en supposant qu’elles ont toutes le même éclat, à 2 magnitudes près. Bien sûr ce critère permet de sélectionner les galaxies candidates, mais la mesure précise de la distance est indispensable pour confirmer l’appartenance à l’amas.

Caractérisation de Zwicky

Zwicky a utilisé des critères différents : la limite d’un amas est définie par le contour où la densité des galaxies de l’amas est deux fois supérieure à celle des galaxies du fond. Il utilise un intervalle de 3 magnitudes, à partir de la plus brillante.

Ces deux définitions différentes montrent la difficulté de distinguer les amas parmi les galaxies du fond.

Les amas de galaxies sont minuscules !

Cette affirmation est bien sûr une boutade, puisque leurs dimensions se chiffrent en dizaines de millions d’années-lumière. Mais elle a un sens relatif cependant :

La taille type d’une galaxie est de l’ordre de 100.000 AL, et la distance type entre galaxies de 1.000.000 AL. A peine dix fois plus. En ce sens donc, les amas sont des groupes très compacts.

Comparons avec les planètes dans le système solaire : la taille type est de 50.000 km, et leur distance de 100.000.000 de km. Un rapport de 2.000. Si on considère les étoiles dans une galaxie, le résultat est encore plus impressionant : taille 1 million de km, distance 108 millions de km, rapport 100.000.000

objet typiquedanstaille typiqueespacement typiqueespacement/taille
planètesystème solaire50.000 km100 millions de km2.000
galaxieamas100.000 AL1.000.000 AL10
étoilegalaxie1 million de km10 AL100.000.000.

Une galaxie est un ensemble d’étoiles extrêmement dilué. Par contre, un amas de galaxies est très concentré. Par rapport à la taille de leurs constituants, les amas de galaxies sont de loin les objets les plus petits !

Les différentes structures

Le Groupe Local

Notre propre Galaxie fait partie d’un petit amas, qu’on nomme tout simplement le Groupe Local. Il comprend à peu près 25 membres, mais il est possible que quelques autres nous aient échappé, parce que situés de notre point de vue derrière le centre de la Voie Lactée (on y a récemment découvert une galaxie naine). Les membres principaux sont la Voie Lactée, la galaxie d’Andromède (M 31) et la galaxie M 33 du Triangle. Notre Galaxie possède plusieurs satellites, petites galaxies irrégulières dont les deux nuages de Magellan sont les plus importantes.

Les principales galaxies du Groupe Local sont les suivantes :

galaxietypediamètre
en kpc
distance
en kpc
magnitude
absolue
magnitude
apparente
vitesse
en km/s
masse
en M
Voie LactéeSb30 -20  15 1010
Grand Nuage *Ir753-18,50,1+2701 1010
Petit Nuage *Ir360-16,82,4+1702 109
M 31 AndromèdeSb50690-21,13,5-27530 1010
M 32 Andromède **E21660-16,48,2-2103 109
NGC 205 Andromède **E52640-16,48,2-2401 1010
M 33 TriangleSc8690-18,95,7-1901 1010
SculptorE185-11,77 3 106
FornaxE2170-13,67+402 107
NGC 6822 SagittaireIr2470-15,78,6-404 108
NGC 147 CassiopéeE51660-14,99,6-2501 109
NGC 185 CassiopéeE51660-15,29,4-3001 109
IC 1613 CetusIr I1740-14,89,6-2403 108
Leo IE41230-11,0  3 106
Leo IIE10,5230-9,4  1 106
UMi E naine0,367-8,8  1 105
DracoE naine0,367-8,6  1 105
* satellite de la Voie Lactée
** satellite de M 31

On trouve 10 elliptiques (dont deux naines), 4 irrégulières, et 3 spirales.

Le diamètre du Groupe Local est de l’ordre de 2 Mpc (c’est l’ordre de grandeur défini par Zwicky). Ce nombre est à comparer au diamètre de la Voie Lactée : 30 kpc. Pour se représenter le Groupe Local, comparons-le au système solaire : imaginons que la Voie Lactée soit de la taille du Soleil ; alors tout le Groupe Local serait contenu à l’intérieur de l’orbite de Mercure !

Cette remarque nous montre que le Groupe Local est bien plus compact que ne l’est le système solaire.

Une bande de gaz relie le pôle sud de notre Galaxie aux deux Nuages de Magellan, montrant qu’elles sont en interaction. Cette bande se nomme le courant magellanique. Le Petit Nuage est très riche en gaz, il en contient 20 % en masse.

M 31 (Andromède) est l’objet le plus lointain visible à l’œil nu. M 32 est en interaction avec M 31, comme les Nuages avec notre Galaxie.

Andromède se rapproche et entrera en collision avec la Voie Lactée dans 10 milliards d’années.

L’amas de la Vierge

Il s’étend sur les constellations de la Vierge naturellement, mais aussi des Chiens de Chasse et de la Grande Ourse. C’est dire qu’il se trouve proche du pôle galactique, et par conséquent l’extinction par la Voie Lactée est minimale. C’est un amas important, qui regroupe plus de 2.500 galaxies. Son diamètre est de 10 millions d’années-lumière. Il est situé vers 18 Mpc (55 millions d’AL).

Il est constitué d’un amas principal important, et de petites condensations. L’objet principal est à 16 Mpc de nous, et ses vitesses de récession vont de 500 à 2.500 km/s. En son centre se trouve la galaxie géante M 87, qui est de type cD.

Le Groupe Local est en chute vers l’amas de la Vierge, à une vitesse de l’ordre de 500 km s-1. Le destin probable de notre Galaxie est sans doute de s’engloutir dans cet objet géant. Toutefois, il se passera bien d’autres choses d’ici là.

Grâce à cette chute, il est possible de calculer la masse de l’amas de la Vierge. Ensuite, en mesurant la luminosité de l’amas, on peut calculer le rapport M/L, et on trouve qu’il est compris entre 100 et 300. Ceci indique que l’amas doit contenir beaucoup de gaz et de matière noire.

Plus un amas est riche, plus la concentration centrale augmente. Il y a souvent une galaxie supergéante de type cD au centre.

L’amas de Coma

C’est un amas sphérique compact de 6 Mpc de diamètre, situé à 60 Mpc, et contenant 654 galaxies en-dessous de mv = 16,5. Il nous fuit en moyenne à 7.300 km/s, son décalage spectral étant z = 0,024.

On note une forte concentration au centre, où les galaxies sont de type E ou S0 (spirales presque elliptiques). Autour des deux galaxies centrales, les petites se groupent, attendant sans doute d’être avalées… En rayons X, on détecte une quantité importante de gaz intergalactique regroupé au centre. De plus, une vingtaine de galaxies centrales présentent une forte émission radio.

Superamas Local

Il a été découvert dans les années 50. Il est centré sur Virgo, contient le Groupe Local, et comprend une cinquantaine de groupes de galaxies. Son diamètre est de l’ordre de 16 Mpc. Pour le découvrir, on a utilisé la détermination des vitesses, déterminées par décalage spectral. Par rapport au mouvement global d’expansion de l’Univers, on constate que l’amas de la Vierge s’éloigne moins vite que l’expansion, alors que les amas opposés s’éloignent plus vite. C’est ainsi qu’on a mis en évidence le mouvement propre de notre Groupe Local en direction de la Vierge à 500 km/s.

On observe entre l’amas de Coma et Abell 1367 un pont de gaz qui rayonne dans le domaine radio par l’effet synchrotron. Ce gaz est canalisé par le champ magnétique intergalactique, responsable aussi du rayonnement.

Le Grand Attracteur

La Voie Lactée se dirige vers le centre du Groupe Local à 40 km/s. Le Groupe Local se rapproche de l’amas de la Vierge à 600 km/s.

Mais on a détecté encore un mouvement d’ensemble du Groupe Local et de la Vierge (par rapport à l’expansion générale), en direction des amas de l’Hydre et du Centaure.

La composition de ces diverses vitesses donne une résultante, montrant que tout cet ensemble se dirige vers un point qui doit nous attirer gravitationnellement. On a nommé Grand Attracteur cette région du ciel. Malheureusement, il se trouve en direction du Centaure, derrière notre propre Galaxie, à peu près dans son plan. On ne peut donc pas le visualiser correctement. Toutefois, dans cette direction se trouve l’amas Abell 3627, très riche, dont la masse est de l’ordre de 5 1015 masses solaires. Il contient beaucoup de gaz chaud, émettant un fort rayonnement X. Il fait sentir son influence gravitationnelle jusqu’à 200 Mpc !

Le Grand Attracteur a été découvert par Sandra Faber et son équipe, nommée les sept samouraï.

Une preuve directe de l’existence du Grand Attracteur a été donnée par le satellite cosmologique WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Les données brutes montrent des variations de température du rayonnement de fond cosmologique, c’est-à-dire de longueur d’onde, en fonction de la position sur le ciel. Pour interpréter ces données, il faut utiliser un modèle et faire des corrections. Après un lissage statistique simple, indépendant de tout modèle cosmologique, on voit apparaître une différence très nette entre deux hémisphères : les températures dans une direction sont systématiquement plus élevées que dans la direction opposée.


données WMAP

Il s’agit d’une interprétation bipolaire du fond de rayonnement. Il est difficile de croire que cet effet soit réel. Par contre, si on considère que notre observatoire terrestre est entraîné par un mouvement dans une certaine direction, il est évident que nous allons dans la direction où le rayonnement semble plus chaud. En effet, en s’approchant d’une source, on décale la lumière qu’elle émet vers le bleu, donc vers le plus chaud. Attention, les couleurs de cette carte ne correspondent PAS à celle d’un spectre, et le côté le plus chaud est le rouge !

Cette analyse dipolaire des données de WMAP met donc en évidence un mouvement de la Terre, et la direction qu’elle indique est celle du Grand Attracteur.

Le Grand Mur

Il n’est pas possible de déterminer les décalages de toutes les galaxies, tout au moins jusqu’à une distance beaucoup plus grande que la taille des structures étudiées. On est alors réduit à échantilloner le ciel, pour limiter le nombre d’objets à mesurer. Un nombre raisonnable d’objets peut être choisi soit en largeur, soit en profondeur. Dans le premier cas, on échantillonera une large région du ciel, mais jusqu’à une magnitude limitée (qui correspond à peu près à une profondeur limitée) ; dans le second, on conservera une grande profondeur, mais dans un champ angulaire étroit. Les résultats à grande échelle sont connus par ce genre de moyens, et ont donc une certaine valeur statistique.

En 1981, on a découvert une zone du ciel où la densité de galaxies est nettement inférieure à la densité moyenne. Le déficit atteint les 20 %, et cette région mesure 60 Mpc. Par contre, entre les Poissons et Persée, on observe une chaîne de galaxies qui produit une surdensité.

L’influence gravitationnelle sur l’amas de Coma produit une dispersion des vitesses de 1.000 km/s.

Le Grand Mur est constitué de galaxies dont la vitesse est comprise entre 7.500 et 10.000 km/s. Il est situé entre 8 h et 17 h d’ascension droite. Il s’étale sur une profondeur de 5 Mpc, et contient 5 fois plus de galaxies que la moyenne.

Il apparaît au bout du compte que les très grandes structures sont plutôt allongées, et qu’elles séparent des espaces vides, d’une taille comparables à celle des superamas.

L’aspect général est celui d’un réseau de filaments, qui se rejoignent aux amas, et qui englobent des bulles vides. La dimension caractéristique des structures va de 20 kpc à 100 Mpc.

Un nouveau grand mur

Un récent recensement dans l’hémisphère galactique sud a montré l’existence d’une structure semblable au Grand Mur, qui se situe à z = 0,1. On y voit aussi des amas et des régions vides, ce qui donne une allure identique à celle de l’hémisphère nord.

On note de plus un effet déjà mis en évidence auparavant, mais mieux marqué : 40 % des galaxies de cet échantillon présentent des raies spectrales en émission, et d’autant plus qu’elles sont plus loin. Ces raies sont des marqueurs du taux de formation stellaire dans les galaxies. Les galaxies les plus jeunes (les plus lointaines), forment davantage d’étoiles.

Recensement des galaxies

A la magnitude 21, on compte les galaxies, sur les plaques des grands Schmidt, par dizaines de millions !

Après le travail de pionier fait par Abell, Zwicky et quelques autres, on a construit des machines à mesurer les clichés, qui sont capables de faire la distinction entre une galaxie et une étoile avec un taux d’erreur très faible. Une extrapolation des comptages automatiques laisse penser qu’on pourrait distinguer plus de 100 milliards de galaxies sur le ciel entier...

La recherche des amas est relativement facile dans notre voisinage, c’est-à dire à moins de z = 1. Au-delà, il devient très difficile de distinguer la surdensité de l’amas par rapport au fond du ciel.

Une fois les amas délimités, il faut déterminer la distance de chacune des galaxies candidates pour confirmer son appartenance.

Mesure des distances

La distance des galaxies proches a pu être mesurée en analysant les propriétés des étoiles brillantes et particulières qu’elles contiennent. Les plus utilisées sont d’abord les Céphéides, supergéantes très brillantes, visibles de loin, et dont la période permet de retrouver la luminosité, donc la magnitude absolue. En mesurant leur magnitude apparente, il est facile de calculer leur distance. C’est celle de la galaxie à laquelle elles appartiennent. Les RR Lyræ sont d’autres étoiles variables dont la magnitude absolue est la même pour toutes, donc on en déduit encore la distance. Ces étoiles sont moins lumineuses que les Céphéides, donc ne permettent pas d’aller aussi loin.

Le second type d’indicateur est donné par les supernovæ. Là encore, on connaît bien les propriétés physiques de ces objets, et leur observation permet de déterminer la magnitude absolue, d’où la distance.

Tous ces indicateurs ne suffisent pas pour déterminer de très grandes distances, mais ils ont permis d’étalonner l’Univers proche. Vesto Slipher en 1913, a découvert le décalage spectral vers le rouge de toutes les nébuleuses (galaxies non encore résolues en étoiles). A la suite de ses travaux, Hubble et Humason ont établi une relation entre le décalage vers le rouge et la distance. Cette relation, supposée valable plus loin, permet de déterminer la distance de tout objet dont on peut mesurer le décalage spectral. Il suffit donc que l’objet soit assez lumineux pour en prendre un spectre.

On avait déterminé en 1996 les décalages spectraux de 100.000 galaxies. Actuellement, on connaît z pour toutes les galaxies jusqu’à la magnitude 15,5. Il serait tentant de penser qu’on connaît donc les distances de ces objets. Pourtant, comme toute mesure, la constante de proportionnalité entre le décalage et la distance n’est connue qu’avec une certaine précision. Et dans ce cas précis, on pourrait parler d’imprécision. En effet, elle n’est déterminée qu’à un facteur deux près. Ce qui fait que toutes les distances obtenues à partir de la loi de Hubble sont entachées d’une erreur importante, et sont donc susceptibles d’être modifiées à chaque révision de H0.

Pour éviter d’écrire des valeurs soumises à révision, on écrit :

H0 = 100 h km s-1 Mpc-1

D’après la loi de Hubble v = H0 d, on obtient d = v / H0 et par suite : d = v / 100 h

Pour v = 1.000 km s-1 par exemple, d = 1.000 / 100 h = 10 / h = 10 h-1 Mpc

La valeur de H0 probable est de l’ordre de 75 km s-1 Mpc-1, donc h = 0,75 (actuellement).
Si on révise H0, la valeur de h changera, mais la formule donnant d restera la même d = 10 h-1 Mpc.

Sans cet artifice, on écrirait d = v / H0 = 1.000 km s-1 / (75 km s-1 Mpc-1) = 13,3 Mpc. Si on faisait un tableau de telles valeurs, il faudrait toutes les changer en cas de modification (probable) de H0.

En fonction du décalage spectral, la distance s’exprime facilement :

D = 4000 z MPc      valable pour z < 0,1
Votre navigateur ne semble pas capable d’afficher une applet Java.
Le résultat est en Méga Parsecs (formule non relativiste)

Dynamique des amas

La dynamique des amas est très importante : pour déterminer leur stabilité, mais aussi pour déterminer leur masse. On sait que pour les galaxies, la masse visible (celle des étoiles), est très loin en dessous de la masse réelle, dont on détermine une valeur par la dynamique. C’est donc encore par la dynamique qu’on va déterminer la masse des amas de galaxies.

Dimensions des amas

La taille des amas est typiquement de quelques Méga Parsecs, allant jusqu’à la dizaine.

Quelques amas remarquables

L’amas le plus riche connu est Abell 665, qui contient un millier de galaxies !

Le plus lointain qu’on puisse déterminer est à z = 0,2.

Au-delà de z = 0,5 il est très difficile de déterminer le type des galaxies, car leur dimension typique est vue sous un angle inférieur à la seconde d’arc.

Ségrégation morphologique

On a constaté que les galaxies ne se répartissent pas au hasard à l’intérieur des amas : les elliptiques sont de préférence au centre, et les spirales à la périphérie.

Ceci s’explique de deux façons différentes :

Orientation des amas

Une autre surprise attendait les astronomes. Les amas de galaxies sont sphéroïdaux, et possèdent un axe plus grand que les autres. Or cet axe est souvent orienté vers l’amas le plus proche ! Ceci s’explique difficilement par une influence de l’un sur l’autre, et on doit invoquer la survivance d’une situation initiale. On pense donc que des structures approximativement linéaires ont dû exister et produire les amas dans cette orientation.

Masse des amas

C’est le problème central. De la masse dépendent la plupart des propriétés.

Première méthode : On peut la déduire de façon évidente. On compte le nombre de galaxies de l’amas, on multiplie par le nombre moyen d’étoiles par galaxie, et on multiplie encore par la masse moyenne d’une étoile. On ne risque pas d’obtenir la valeur exacte, mais on espère un ordre de grandeur acceptable. D’autant plus qu’il est possible d’affiner la méthode, en distinguant selon les types de galaxies : spirales, elliptiques, irrégulières, et d’estimer le nombre d’étoiles de chacune par rapport à sa luminosité globale.

On obtient ainsi la masse de la partie visible de l’amas, constituée d’étoiles. Or les amas contiennent aussi du gaz, dont la masse se mesure par rapport à sa brillance en X, puisque c’est ainsi qu’on l’a découvert.

Deuxième méthode : L’hypothèse de l’équilibre des amas nous procure une méthode de principe différent. Dans un amas riche, on peut observer les galaxies périphériques qui sont en orbite autour de la quasi totalité de la masse de l’amas. Si on est capable de déterminer cette orbite, on en déduira la masse centrale, celle de l’amas. Or il est possible de déterminer la vitesse radiale de ces galaxies par rapport à nous, et en le faisant pour un grand nombre d’entre elles, on en déduit l’orbite. On obtient ainsi la masse dynamique.

Dès 1933, Zwicky a découvert que les masses obtenues par ces deux types de méthodes sont en désaccord. Les écarts sont très supérieurs aux erreurs de mesure, et le résultat est tout à fait fiable. Zwicky a évalué le rapport entre la masse dynamique et la masse visible à 400 ! Ceci signifie que la masse réelle d’un amas de galaxies est 400 fois plus élevée que ce que les étoiles permettent de penser. Et l’ordre de grandeur de ce rapport a été confirmé par la suite.

C’est l’un des grands problèmes de l’astrophysique actuelle, de comprendre la nature de cette masse invisible.

Troisième méthode : On dispose à l’heure actuelle d’une autre méthode pour peser les amas. Elle consiste à mesurer l’effet de lentille gravitationnelle produit par l’amas sur une galaxie d’arrière plan. Cette méthode est indépendante de l’équilibre, et donne des résultats du même ordre.

En Cosmologie, ce problème est très important, car la masse manquante augmente la gravité, et tend à ralentir l’expansion de l’Univers. Si cette masse est très importante, elle pourrait arrêter l’expansion, qui se changerait en contraction. Mais d’autres observations (qu’on verra par ailleurs) viennent compliquer la situation !

Dans l’amas de Coma, la masse lumineuse (étoiles et gaz) atteint tout juste 10 % de la masse totale dynamique. Dans l’amas de Persée, c’est encore pire, puisque le taux descend à 5 %.

Carte d’identité

De toutes ces études, on peut tirer la physionomie moyenne d’un amas

 groupeamas standardamas riche
nombre de galaxies105003.000
vitesses km/s1507001.500
luminosité X entre 2 et 10 keV1043 ergs2 1044 ergs5 1045 ergs
température des gaz2 keV5 keV15 keV
masse totale1013 M3 1014 M5 1015 M

La répartition de la masse selon les composantes de l’amas est la suivante :

composantemasse en % de la masse totale
masse des galaxiesmoins de 5 %
masse du gaz15 %
masse invisible80 %

Le nom amas de galaxies semble maintenant curieux, puisque les galaxies sont le constituant minoritaire dans l’ensemble. Il ne s’explique que pour des raisons historiques.

Les catalogues

Le premier d’entre eux est le catalogue d’Abell, réalisé en 1958, et comprenant 2.712 amas. Il a été étendu au ciel austral en 1989, et a regroupé 4.073 amas. Il a été construit par analyse visuelle des plaques du Schmidt du Mt Palomar, et du UK (United Kingdom) Schmidt télescope. Il est limité à un décalage vers le rouge de 0,3 mais il couvre tout le ciel sauf le plan de la galaxie.

Actuellement, il existe des méthodes de recherche automatique sur les plaques, qui ne sont pas sensibles aux erreurs humaines. Mais les objets trouvés sont des candidats, qui doivent être confirmés par des méthodes d’analyse directe. Et on se heurte alors à une masse de données bien trop importante pour être traitée en totalité. Il faut sélectionner, et ceci ne se fait pas sans erreurs.

Un catalogue établit selon ce principe, et indiquant les décalages, contient 360 amas jusqu’à un décalage de z = 0,16. Il permet de se faire une idée de la répartition spatiale des amas.

On peut faire une étude plus profonde, mais on se heurte à un problème : les amas sont noyés dans les galaxies de fond dès qu’on arrive vers z = 1. Quelques essais ont été faits à l’aide de CCD. Les mesures ne peuvent être faites que sur des amas proches (z < 0,5) en se limitant à des temps de pose raisonnables avec les télescopes courants (4 m).

La solution pour distinguer les amas lointains semble bien être une observation en rayons X.

Le gaz intergalactique

Des observations récentes ont montré que les amas de galaxies émettent un rayonnement X, produit par un gaz diffus à très haute température (plusieurs dizaines de millions de degrés) piégé par la gravité de l’amas. Les rayons X étant absorbés par notre atmosphère, c’est le satellite Uhuru qui a découvert cette propriété en 1970.

Ce gaz est à très faible densité, et donc l’absorption qu’il produit n’est pas détectable dans le visible. Sa température étant par ailleurs très élevée, son rayonnement optique est très faible, il ne peut donc pas être détecté avec les télescopes optiques. Il n’est pas étonnant qu’il n’ait pas été découvert plus tôt.

Le gaz intergalactique a une densité moyenne de 1 atome par litre, et une température de 107 K. Il est optiquement mince (la lumière le traverse sans être notablement aborbée). Ce gaz est composé d’hydrogène et d’hélium en proportions cosmiques (1/4 d’hélium en masse), et il est totalement ionisé par la très forte température. Il ne contient que des traces des autres éléments. L’émission lumineuse se fait par rayonnement de freinage (nommé free-free, ou bremsstrahlung) entre électrons et protons. C’est une émission continue.


d’après M. Pierre, le point sur les amas de galaxies

Lorsqu’un électron est suffisamment freiné, il peut être capturé par un noyau, en émettant une raie de recombinaison. Ceci se produit surtout avec les noyaux lourds, dont le potentiel électrostatique est plus important. Par conséquent, l’intensité de ces raies dépend de la métallicité du gaz de l’amas. Les raies les plus fréquentes sont celles du fer fortement ionisé : Fe XXIII, Fe XXIV et Fe XXV.

En astronomie X, la longueur d’onde du rayonnement est exprimée en énergie ! Donc en kilo-électrons-volts ou keV.

les photons visibles violets ont une énergie de 3 eV
les rayons X vont de 100 eV à 100 keV
les rayons γ sont au-delà de 100 keV, et même jusqu’à 100 MeV (quasar)

Ainsi, un amas de galaxies est un ensemble de galaxies, liées gravitationnellement, et baignant dans un gaz à très haute température. Ceci modifie la définition historique donnée plus haut.

Le gaz est très utile pour définir les propriétés des amas :

Dans la bande d’énergie de 0,3 à 3,5 keV, les amas représentent 13 % de l’ensemble des sources X. On dispose d’un échantillon de 93 amas (jusqu’à z = 0,58) observés par EMSS (Einstein Medium Sensitivity Survey ; un survey est une recherche systématique) qui permet également de calculer la fonction de luminosité des amas. Ces échantillons sont serendipitous ! Autrement dit, découverts au hasard, sur des clichés pris pour une autre recherche.

Un survey X de l’hémisphère austral est en cours. Les premiers résultats contredisent une valeur trouvée à partir du catalogue Abell (dans le visible). Le résultat déduit du catalogue Abell est probablement entaché d’une erreur de sélection non contrôlée.

L’étude du gaz a été faite par les satellites Einstein, Ginga et Rosat. Ce dernier a obtenue une cartographie X du centre d’un amas.

Lors de la formation des galaxies d’un amas, le gaz résiduel, non utilisé pour former les galaxies, a dû tomber vers le centre, où le potentiel gravitationnel était le plus fort. Dans sa chute, sa température a augmenté par compression, et on calcule qu’il doit ainsi atteindre les 100 millions de degrés (il suffit de supposer que le gaz est en chute libre vers le centre, et connaissant la distance de chute, on déduit l’énergie gravitationelle libérée). Ceci est tout à fait compatible avec les observations X, qui justifient des températures de cet ordre.

Le gaz de l’amas de Persée dissipe une énergie de 4 1044 ergs s-1, soit 100 milliards de luminosités solaires !

Le mouvement des galaxies autour du centre de l’amas, dans ce milieu gazeux, est freiné. Les galaxies les plus massives sont les plus sensibles à cet effet, et progressivement elles migrent vers le centre. En se regroupant ainsi, elles sont amenées à fusionner.

La température très élevée du gaz produit des réactions nucléaires, et la création de métaux lourds. C’est ce qui explique l’observation des raies du fer fortement ionisé (car le fer est présent, et à très haute température).

Les courants de refroidissement

La densité du gaz au centre des amas est assez élevée pour produire un refroidissement. Les chocs entre atomes sont assez fréquents, ils transfèrent de l’énergie de l’un à l’autre, et cette énergie est parfois utilisée pour changer le niveau électronique. Il s’ensuit une émission de photon, qui est capable de traverser le gaz sans interaction (la densité est assez faible pour que le gaz soit optiquement mince), emportant l’énergie à l’extérieur. Ce mécanisme produit un refroidissement du gaz.

Il s’ensuit une différence de température entre diverses zones du gaz, et cela produit un courant de matière vers le centre (la pression ne contrebalançant pas la gravité). On peut alors se demander ce que va devenir ce gaz, à force de s’accumuler. On envisage la catastrophe du refroidissement (cooling catastrophe). Une idée pour l’éviter serait que le gaz, en augmentant sa densité, forme des étoiles. Et en effet, on a certains indices de présence d’étoiles chaudes dans ces régions.

Toutefois, il existe une variante, dans laquelle le gaz serait un milieu multi-phases : une enveloppe de température moyenne à l’échelle de l’amas, contenant des condensations plus froides en s’approchant du centre. Ces modèles représentent la tendance actuelle…

L’interaction gravitationnelle dans les amas, qui produit leur confinement, les maintient en équilibre. Cet équilibre est-il stable ? Autrement dit, les amas ne sont-ils ni en contraction ni en expansion ? La question n’est pas totalement tranchée. En considérant l’âge de l’Univers, et le mode de formation des amas de galaxies, on peut montrer théoriquement que pour la masse des amas, l’équilibre doit être tout juste atteint maintenant. Il est en effet d’autant plus difficile et plus long à atteindre que la masse considérée est plus grande. Nous ne sommes donc pas sûrs que les amas soient en équilibre gravitationnel, mais ils n’en sont certainement pas très éloignés. C’est pour cette raison qu’on les a supposés en équilibre plus haut, et qu’on continuera de le faire. Les éventuelles structures à plus grande échelle (superamas) ne seraient pas encore relaxées (en équilibre). Par conséquent :

Les amas de galaxies sont les objets en équilibre les plus massifs de l’Univers.

Cette notion d’équilibre n’est pas simple. Elle se dédouble, car les deux composantes sont de nature différente :

Ceci ignore la stabilité de la matière noire. Mais on ne peut rien dire encore à ce sujet, puisque celle-ci est toujours inconnue…

Métallicité du gaz intra-amas

La métallicté mesurée est comprise entre 0,3 et 0,5 fois la métallicité solaire. Si le gaz était primordial, sa métallicité devrait être nulle. Il faut donc croire qu’il y a des échanges entre le gaz primordial (une partie du gaz intra-amas), et les galaxies dont les étoiles augmentent la métallicité.

A partir des donnée du satellite GINGA, on a trouvé que la masse de fer présente dans ce gaz est directement corrélée à la luminosité des elliptiques et des lenticulaires de l’amas. Le rapport Mgaz / Métoiles augmente avec la richesse des amas. Et enfin, le fer peut y atteindre 3 pour mille de la masse des étoiles. Pour expliquer ces faits, on invoque les supernovæ.

Par la suite, bien d’autres éléments chimiques ont été mesurés. En particulier l’oxygène, produit dans les SNII et non les SNI, elimine ces dernières comme candidates.

Fond diffus X

Les premières observations en X montrent un fond diffus, mais leur résolution est limitée. Avec les progrès, des sources isolées ont été détectées dans ce fond. Elles sont produites par des amas de galaxies (6 % des sources), et par des AGN pour la plupart du reste. Les AGN montrent une évolution en X pour z < 2, et pourraient expliquer tout ce fond, par des sources lointaines non résolues. Certaines d’entre elles pourraient être des quasars à z > 5

Radio

Enfin, on observe évidemment les amas de galaxies en radio. Ce qui révèle ceertaines surprises. Par exemple, dans certains cas on note une corrélation entre X et radio : les images dans ces deux domaines se superposent (M87). Dans d’autres cas, elles s’opposent (NGC 1275) ! Ces galaxies présentent des jets, et qui interagissent avec le gaz. Dans le cas de NGC 1275, les jets auraient poussé le plasma émetteur ; dans le cas de M87, l’émission X serait thermique, produite par un gaz qui se refroidit émission synchrotron des particules relativistes du jet dans le champ magnétique.

L’étude de ce milieu lointain est difficile, et requiers un grand pouvoir séparateur, que nos instruments n’atteignent pas encore. De nombreux mécanismes entrent en jeu, et il faudra faire la part de chacun. Et en plus, la généralité n’est faite que de l’accumulation de cas particuliers…

Le rayonnement radio des amas se scinde en raie à 21 cm (transition hyperfine de l’hydrogène), et rayonnement synchrotron.

Des curiosités

Pour rendre l’étude plus difficile, on a trouvé un amas noir  C’est-à-dire invisible, si ce n’est une galaxie ordinaire. Mais l’amas se trahit par une luminosité X très importante de 8 1044 erg s-1. Pour agrémenter la chose, la métallicité est 1,7 fois la métallicité solaire, ce qui n’existe nulle part ailleurs ! Il est situé à z = 1.

La température du gaz produisant le rayonnement X des amas est comprise entre 0,5 et 10 keV. Mais il existe un amas, à z = 0,3, dont la température atteint 17 keV. Les modèles CDM (Cold Dark Matter) ne peuvent expliquer un tel objet…

Structure des amas

Pour les amas les plus proches dont le décalage spectral z est inférieur à 0,5 il est possible de déterminer le type des galaxies constituantes. Mais au-delà, un objet de l’ordre de quelques kpc n’est plus séparable.

Pour les amas plus proches que z = 0,5 donc, on observe que les galaxies proches du centre sont plus souvent elliptiques, alors que les extérieures sont préférentiellement spirales. On explique ce fait par rapprochement avec les simulations de collisions entre galaxies. Lors d’une collision de deux spirales, les groupes d’étoiles s’interpénètrent sans dommages, alors que les gaz interstellaires subissent un choc, qui produit des effondrements gravitationnels et provoque une flambée de formation d’étoiles. Le résultat est un appauvrissement en gaz, et la constitution d’une galaxie plus massive.

Dans le centre d’un amas, la densité d’objets est beaucoup plus grande, ce qui entraîne une probabilité de collisions plus importante. N’ayant pratiquement plus de gaz, les galaxies centrales ne peuvent plus développer de bras spiraux, et deviennent elliptiques. Dans de nombreux cas, les amas montrent en leur centre une elliptique géante, de type cD : cluster dominant. Par leur gravité, et par le freinage, ces galaxies centrales ont tendance à canibaliser leur voisines les plus proches.

Un effet supplémentaire renforce le précédent : l’émission X du gaz intergalactique, plus intense vers le centre, chasse le gaz des galaxies proches. Par ce mécanisme, il est possible que les spirales proches du centre soient progressivement privées de leur gaz, et deviennent elliptiques.

Enfin, on remarque que les amas, rarement sphériques, orientent leur grand axe vers leur voisin le plus proche. Un tel alignement serait un souvenir de la formation de ces structures, et indiquerait que les amas se sont formés par fragmentation de structures plus grandes.

Mais d’autre part, les galaxies lointaines présentent des caractéristiques semblables aux galaxies proches, donc des états d’évolution semblables, alors que leur âge est très différent. De même, si on considère uniquement des galaxies de même z, donc du même âge, on s’aperçoit qu’elles présentent tous les stages d’évolution. Ceci favoriserait au contraire une formation par accrétion. Affaire à suivre…

Superamas

Une fois les amas connus, ainsi que leurs distances (leurs vitesses de récession), on s’est aperçu que certaines vitesses étaient privilégiées. Si on rassemble les amas ayant approximativement la même vitesse, on arrive à définir les superamas, dont les dimensions atteignent 200 Mpcs.

Ayant rassemblé les amas en superamas, on constate la présence de vides immenses. Les galaxies se rassemblent à la limite de ces vides : les amas forment des filaments, des sortes de murs, qui cloisonnent de vastes zones vides. L’aspect général est semblable à une mousse de savon.

Stabilité des amas

La masse visible de l’amas de Coma est seulement les 90 % de la masse dynamique, et celle de l’amas de Persée atteint les 95 %. Ce dernier est sous forme de chaîne atteignant 750 kiloparsecs.

On observe dans l’amas d’Hercule Abell 2151 de nombreuses sous-structures. Enfin, Abell 2152 est probablement en cours de fusion avec le précédent.

Equilibre hydrostatique

Les images fines du satellite Rosat ont montré la complexité du milieu intra-amas. Si les amas étaient vraiment en équilibre (relaxés), ces structures auraient disparu, comme les différences de température disparaissent dans une pièce fermée et bien isolée. Par exemple, l’amas de Coma montre une émission X importante jusqu’à une distance d’un degré du centre.

Distribution des amas

En 1965, Fritz Zwicky a établi un catalogue de galaxies, jusqu'à la magnitude 15,5. Sa traduction graphique montre la rép rtition des galaxies en fonction des deux coordonnées équatoriales :


répartition de Zwicky de 1965

Le schéma de Zwicky montre la répartition des galaxies dans le ciel, mais sans la profondeur. En chaque point, toutes les galaxies visibles, quelles que soient leurs distances, s'accumulent. Il donne donc une première idée, mais faussée par la perspective.

Depuis 1986, la structure de l’Univers à grande échelle montre des filaments (constitués d’amas de galaxies) et de vides. Cette configuration a été déterminée sur une étude jusqu’à z = 0,03, c’est-à-dire jusqu’à d = c z / H0 = 300.000 × 0,03 / 72 = 123 Mpc (400 millions d’années-lumière), donc beaucoup plus que la taille des amas et superamas. Cette structure fait penser à une éponge.


d'après le sondage du Center for Astrophysics, Harvard

Le premier graphique de ce type (graphique en cône) a été produit par de Lapparent, Geller & Huchra (1986) ApJL 302, L1.

On ne peut savoir actuellement s’il existe des échelles supérieures, des amas de superamas… Si c’était le cas, l’Univers posséderait une nature fractale, étant semblable à lui-même aux différentes échelles.

Des études indiquent une périodicité de l’ordre de 100 h-1 mégaparsecs (de l’ordre de 140 Mpc).

En tous cas, il n’y a pas de faits observationels montrant du gaz autour des superamas, ni de filaments entre les amas. Ces observations seront difficiles, même avec les instruments de la prochaine génération.


ESO-Sculptor Faint Galaxy Survey, Valérie de Lapparent et col., 2013

Ce sondage concerne une toute petite partie du ciel, mais il atteint z = 0,6. Il couvre une zone de 1,53° en ascension droite, × 0,24° en déclinaison, ce qui fait une surface de ≅ 0,37 deg2.

De nombreux amas présentent une structure, en X comme en optique.

Les simulations montrent que l’on peut avoir confiance dans la masse calculée à partir des observations X à 15 % près, dans les amas assez réguliers.

La distribution des galaxies à grande échelle (100 Mpc) est isotrope à un facteur 2 près. Il en est de même des quasars et des radiosources lointaines. La loi de Hubble est indépendante de la direction d’observation.

De même, le fond de rayonnement cosmologique est très isotrope, à 10-5 près. Le fond diffus X présente aussi cette isotropie (il provient sans doute de l’intégration des rayonnements des quasars lointains).

L’acceptation de cette isotropie constitue le Principe Cosmologique, base du Modèle Standard d’Univers.

Mais à plus petite échelle, l’isotropie n’est plus de mise. Les galaxies ont tendance à se regrouper.

Zwicky a étudié la répartition sur le ciel de ces groupes de galaxies, et a montré que ce ne sont pas des fluctuations aléatoires d’une répartition par ailleurs uniforme. Plus précisément, il a montré qu’il existe de réelles condensations de galaxies dans les amas de Comas (36.000), de Pégase (9.000) et de Corona Borealis (76.000).

L’amas de Coma compte plus de 800 galaxies

Dans le Bouvier, un trou de 1 million de pc cubes est vide !

Evolution

Etudier l’évolution des amas de galaxies est un problème difficile, mais quelques données permettent toutefois de l’aborder.

Tout d’abord, on constate que les populations de galaxies du champ, et des amas riches; ne sont pas les mêmes ! Dans le champ, on observe 70 % de spirales, alors que dans les amas riches il y a 90 % d’elliptiques (ou lenticulaires), pratiquement dépourvues de gaz.

Cette différence s’explique-t-elle par une formation différente selon l’environnement, ou par une évolution liée à lui  ? Le débat n’est pas encore vraiment tranché. Dans un amas, les collisions entre galaxies sont fréquentes, et transforment des spirales riches en gaz en elliptiques pauvres. Ceci pourrait expliquer la différence.

D’autre part, les amas contiennent beaucoup de gaz chaud, visible en rayons X, et les galaxies se déplacent sous l’effet de la gravité, dans ce milieu. Une spirale reçoit donc ce gaz comme un vent relatif (celui qu’on perçoit à bicyclette dans un air calme), et le gaz de la spirale est entraîné par ce vent relatif. Si la spirale sort d’une région dense de gaz intergalactique, elle y aura laissé une partie de son propre gaz. Ceci constitue un effet d’évolution important de la galaxie, en la privant de formation d’étoiles.

Les galaxies évoluent donc bien plus vite dans les amas que dans le champ.

Les amas observés à z = 0,25 (4 milliards d’années en arrière), montre un excès de galaxies bleues, donc contenant des étoiles jeunes, et par conséquent à fort taux de formation. Mais on y voit aussi davantage de spirales qu’aujourd’hui (10 % seulement à l’heure actuelle).

Bibliographie sommaire

Astronomie, introductionAgnès AckerMasson 1992
Galaxies et cosmologieFrançoise Combes, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain BlanchardCNRS Editions, 1991
Les galaxies et la structure de l’UniversDominique Proust, Christian VanderriestSeuil, 1997
Astronomie et AstrophysiqueMarc Séguin, Benoît VilleneuveMasson, 1995
Le point sur les amas de galaxiesMarguerite PierreAnnales de Physique, EDP, 2000

 

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