Amas de galaxies

Les premières observations des galaxies ont montré des objets isolés. Puis on a découvert des concentrations, où les galaxies se groupaient en nombre plus ou moins important. L’un des exemples les plus flagrants est le quintette de Stéphan, qui a été découvert à Marseille en 1877, par Edouard Stéphan au télescope de Foucault. Stéphan a observé dans la constellation de Pégase, un groupe de 5 galaxies proches les unes des autres, qui de ce fait était remarquable. On a ensuite trouvé de grands groupement, comme 654 galaxies dans la constellation de Coma, et même 2.500 galaxies dans celle de la Vierge. La preuve était faite que les galaxies peuvent s’assembler pour former de grandes concentrations, qu’il fallait donc étudier.

Ces ensembles ont pris le nom de groupe pour les plus petits, et d’amas de galaxies pour les plus importants.

1.2 Existence réelle

Les amas sont-ils réels, ou résultent-ils d’apparences trompeuses ? Ils pourraient résulter d’illusions dues à la perspective, des galaxies forts éloignées l’une de l’autre se projetant pour nous dans la même direction.

1.3 Le cas du quintette

Lorsque Stéphan a découvert le quintette, il le considérait comme un groupe de nébuleuses, dont on n’avait pas pu reconnaître la nature exacte. Mais au début du XX^e siècle, lorsque le décalage spectral a été interprété dans le cadre de la Relativité Générale comme une mesure de la distance, on a vu apparaître un problème. Quatre des galaxies ont un décalage 0,019 ≤ z ≤ 0,023 et la cinquième n’a qu’un décalage de z = 0,002. Les quatre premières sont donc à la même distance de la Terre, soit 270 millions d’AL. La dernière, isolée, est bien plus proche, à seulement 24 millions d’AL. Le quintette n’a en fait que 4 galaxies.

1.4 Stabilité observée des amas

Les amas de galaxies pourraient être stables ou éphémères. Ils pourraient se former au hasard de rencontres, et se dissocier rapidement. Là encore, un argument statistique permet de décider. Si la durée de vie d’un amas était courte, on en verrait peu. Seuls seraient visibles les quelques uns qui viennent de se former et ne se sont pas encore dissipés. Or on en trouve beaucoup… Leur nombre nous indique qu’ils sont stables sur des durées comparables à l’âge de l’univers.

S’ils sont stables, quelque chose doit unir leurs galaxies. La gravité est évidemment le candidat idéal pour assurer cette stabilité. Comment le démontrer ?

Nous connaissons bien la notion de vitesse de libération dans le système solaire. Elle s’applique également aux amas de galaxies. Si une galaxie membre d’un amas atteint une vitesse supérieure à la vitesse de libération de cet amas, elle le quittera définitivement.

La grande stabilité des amas implique donc que les vitesses relatives des galaxies dans les amas soient relativement faibles, inférieures à la vitesse de libération. Si c’est le cas, les galaxies sont liées. Ceci va dépendre des vitesses mesurées, et de la masse de l’amas.

1.5 Définition physique

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 : l’observation 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 pour déterminer assez précisément la distance d’une étoile (céphéides). Il est assez facile de vérifier qu’une étoile 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 amas.

La recherche des amas est relativement facile dans notre voisinage, c’est-à dire à z ≤ 1. Au-delà (z ≥ 1 correspond à des amas déjà très lointains, de l’ordre de 8 milliards d’AL), il devient très difficile de distinguer la surdensité de l’amas par rapport au fond du ciel. De plus, par un effet relativiste complètement contre-intuitif, le diamètre angulaire des galaxies ne diminue plus avec la distance croissante (voir distance angulaire). Des galaxies d’aspect très semblable peuvent donc être à des distances très différentes. Seule la mesure des paramètres physiques de ces galaxies peut déterminer leur distance, et si elle appartiennent vraiment à un amas.

1.6 Le gaz intergalactique

Le satellite Uhuru, observant dans les rayons X, a découvert en 1970 un fond de rayonnement X dans tout le ciel. Les rayons X étant absorbés par notre atmosphère, il était impossible de les découvrir avant cette date. Avec les progrès instrumentaux, 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 par des sources lointaines tout le fond non résolu.

Le rayonnement X des amas de galaxies est très énergétique, ce qui implique une température du gaz émissif de plusieurs dizaines de millions de degrés, 10⁷ à 10⁸ K.

Ce gaz est piégé par la gravité de l’amas. Mais n’ayant jamais été détecté dans le visible, l’absorption qu’il produit n’est pas détectable, donc sa densité est très faible, de 1 atome par litre, ce qui justifie qu’il soit optiquement mince (la lumière le traverse sans être notablement aborbée). Il 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.

Mais on observe aussi des raies d’émission. 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 très 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)

un ensemble de galaxies,
liées par la gravité,
et baignant dans un gaz à très haute température

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.

L’étude du gaz a été faite par les satellites Einstein, Ginga et Rosat. Ce dernier a obtenu 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 de l’amas, 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.

1.7 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…

1.8 Relaxation

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 :

Toutefois, 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.

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

1.9 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 M_gaz / M_étoiles 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.

Radio

On observe évidemment les amas de galaxies en radio, et les résultats obtenus sont complexes. En effet, il y a des radio-galaxies qui produisent leur propre rayonnement. Mais il y a des interactions entre le milieu intra amas et les galaxies. Divers mécanismes sont à l’œuvre : rayonnement synchrotron, Ce qui révèle certaines 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 de spin de l’hydrogène), et rayonnement synchrotron.

2 Recherche des amas

2.1 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 3^e 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.

2.2 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.

Aujourd’hui, avec les observations en X, la recherche du gaz intergalactique est peut-être le meilleur moyen de rechercher les amas. Une fois les sources X étendues trouvées, une étude approfondie dans le visible est nécessaire.

2.3 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.

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.

galaxie	type	diamètre en kpc	distance en kpc	magnitude absolue	magnitude apparente	vitesse en km/s	masse en M
Voie Lactée	Sb	30		-20			15 10¹⁰
Grand Nuage *	Ir	7	53	-18,5	0,1	+270	1 10¹⁰
Petit Nuage *	Ir	3	60	-16,8	2,4	+170	2 10⁹
M 31 Andromède	Sb	50	690	-21,1	3,5	-275	30 10¹⁰
M 32 Andromède **	E2	1	660	-16,4	8,2	-210	3 10⁹
NGC 205 Andromède **	E5	2	640	-16,4	8,2	-240	1 10¹⁰
M 33 Triangle	Sc	8	690	-18,9	5,7	-190	1 10¹⁰
Sculptor	E	1	85	-11,7	7		3 10⁶
Fornax	E	2	170	-13,6	7	+40	2 10⁷
NGC 6822 Sagittaire	Ir	2	470	-15,7	8,6	-40	4 10⁸
NGC 147 Cassiopée	E5	1	660	-14,9	9,6	-250	1 10⁹
NGC 185 Cassiopée	E5	1	660	-15,2	9,4	-300	1 10⁹
IC 1613 Cetus	Ir I	1	740	-14,8	9,6	-240	3 10⁸
Leo I	E4	1	230	-11,0			3 10⁶
Leo II	E1	0,5	230	-9,4			1 10⁶
UMi	E naine	0,3	67	-8,8			1 10⁵
Draco	E naine	0,3	67	-8,6			1 10⁵

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 probablement en collision avec la Voie Lactée dans quelques 10 milliards d’années.

2.4 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.

2.5 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 (plus de 800 en comptant les plus faibles). 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.

2.6 Quelques amas remarquables

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.

2.7 Carte d’identité

	groupe	amas standard	amas riche
nombre de galaxies	10	500	3.000
vitesses km/s	150	700	1.500
luminosité X entre 2 et 10 keV	10⁴³ ergs	2 10⁴⁴ ergs	5 10⁴⁵ ergs
température des gaz	2 keV	5 keV	15 keV
masse totale	10¹³ M	3 10¹⁴ M	5 10¹⁵ M

composante	masse en % de la masse totale
masse des galaxies	moins de 5 %
masse du gaz	15 %
masse invisible	80 %

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.

2.8 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, méthodes non 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 spectraux, 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).

Le relevé systématique le plus important est celui de Las Campanas (Chili), qui comprend près de 24.000 galaxies. Nous y reviendrons.

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

2.9 Recensement des galaxies

A la magnitude 21, on compte les galaxies, sur les plaques des grands Schmidt, par dizaines de millions ! Il n’est pas question, au moins pour l’instant, de cataloguer tous ces objets.

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…

3 Propriétés des amas de galaxies

3.1 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 empirique 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 spectral 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 des objets proches s’exprime facilement. Puisque v = H₀ d d’une part, et v = c z d’autre part (valable uniquement pour z ≤ 0,1), H₀ d = c z, et d = (c / H₀) z. Calculons c / H₀ avec H₀ = 75 km s^-1 Mpc^-1. Il vient c / H₀ = 4.000 et donc :

3.2 Taille des amas

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.

distance d en MPc	décalage z
Mpc AL

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

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 !

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

3.3 Dynamique des amas

La dynamique des amas considère les mouvements des galaxies en leur sein. Elle 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 gravitationnelle, 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. Il ne faudra pas oublier que les amas ont une durée de vie longue. Ceci pose une contrainte importante.

3.4 Masse des amas

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

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.

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.

La masse visible de l’amas de Persée n’atteint que 5 % de sa masse dynamique… Cet amas est sous forme de chaîne atteignant 750 kiloparsecs.

On observe dans l’amas d’Hercule Abell 2151 de nombreuses sous-structures. Si l’amas était vraiment virialisé, ces sous-structures auraient disparu, elles se seraient lissées. L’amas n’est donc pas encore en équilibre, et la masse dynamique obtenues entachée d’une erreur. Tout de même, ceci affaiblit mais ne remet pas en question la discordance entre les deux estimations de la masse.

3.5 Ségrégation morphologique

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, son diamètre apparent étant en-dessous de la seconde d’arc.

On a constaté que les galaxies (z ≤ 0,5) ne se répartissent pas au hasard à l’intérieur des amas : les elliptiques sont de préférence au centre, et les spirales à la périphérie. Le schéma ci-dessous le montre :

Attention, la distance au centre (axe des abscisses) est décroissante. Le centre de la galaxie (distance nulle), est à droite.

structure	constituant	taille typique du constituant	espacement typique	espacement/taille
système solaire	planète	50.000 km	100 millions de km	2.000
galaxie	étoile	1 million de km	10 AL	100.000.000.
amas	galaxie	100.000 AL	1.000.000 AL	10

La courbe notée spirales a son maximum à la périphérie des amas, et son minimum au centre. Ceci signifie que l’on trouve très peu de spirales au centre des amas, et de nombreuses à la périphérie. C’est exactement l’inverse pour les elliptiques et les lenticulaires, rares à la périphérie et nombreuses au centre.

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. D’autre part, les axes des deux spirales ne sont pas alignés (en général), et la galaxie résultatnte présente deux systèmes de rotation dans des plans différents. On n’a plus une galaxie disque, mais un ellipsoïde. Dans le centre d’un amas, la densité d’objets est beaucoup plus grande, ce qui entraîne une probabilité de collisions plus importante, et par conséquent la prépondérance des elliptiques.

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, ce qui les rapproche des elliptiques.

Dans de nombreux cas, les amas montrent en leur centre une galaxie 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. Elles peuvent atteindre 1.000 fois la masse d’une galaxie moyenne !

3.6 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.

3.7 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…

4 Les grandes structures

4.1 Superamas

Les amas auraient-ils tendance à se regrouper en structures encore plus grandes ? Oui, cette tendance existe. Des études statistiques sur les amas ont montré que certaines vitesses étaient privilégiées. Les amas se groupent autour d’une certaine vitesse, et on en trouve peu à des vitesses supérieures ou inférieures de 10.000 km/s. Si on rassemble les amas ayant approximativement la même vitesse, on arrive à définir les superamas, dont les dimensions atteignent 200 Mpcs. Considérons d’abord quelques exemples dans notre environnement proche.

4.2 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.

4.3 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.

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.

4.4 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.

4.5 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.

5 Rapport avec la cosmologie

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 homogénéité n’est pas encore atteinte à l’échelle des amas.

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.

5.1 Distribution des amas

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

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.

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 : il existe de réelles condensations de galaxies dans les amas de Comas, de Pégase et de Corona Borealis.

Depuis 1986, la structure de l’Univers à grande échelle montre des filaments (constitués d’amas de galaxies) et des 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.

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). Ce qui signifie que les galaxies se regroupent autour de vitesses de récession proches les unes des autres, en laissant des vides entre leurs groupes. Cette périodicité se voit sur les schémas.

5.2 Las Campanas Redshift Survey

Le relevé de Las Campanas LCRS a déterminé le redshift de plus de 24.000 galaxies visibles de son site, nord et sud, jusqu’à z = 0,2. Il comprend 6 tranches de 1,5° en déclinaison, sur 80° en ascension droite. Les graphiques indiquent les régions concernées. Chaque point représente une galaxie. Les axes sont :

Les données photométriques ont été prises au télescope Swope de 1 m ; les décalages ont été mesurés avec le télescope Irénée Du Pont de 2,5 m.

On distingue nettement la structure en filaments et vides de l’univers à moyenne échelle.

5.3 Sondage profond

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. Pour faire une telle étude, il faut des moyens puissants car les galaxies conncernées sont faibles. Et on allonge les temps de pose. Aussi est-il difficile de considérer une grande surface du ciel. On doit se limiter à une petite zone, que l’on scrute en détail.

5.4 Résumé

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.

5.5 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 amas observés à z = 0,025 (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).

Le point sur les amas de galaxies	Marguerite Pierre	Annales de Physique, EDP	2000
Les galaxies et la structure de l’Univers	Dominique Proust, Christian Vanderriest	Seuil	1997
Astronomie et Astrophysique	Marc Séguin, Benoît Villeneuve	Masson	1995
Astronomie, introduction	Agnès Acker	Masson	1992
Galaxies et cosmologie	Françoise Combes, Patrick Boissé, Alain Mazure, Alain Blanchard	CNRS Editions	1991

1 Caractérisation des amas

1.1 Découverte