Les galaxies en astronomie : Superamas - Structure - Grande échelle



Les galaxies ont tendance à vivre en communauté plutôt qu'isolées. Mais que se passe-t-il au niveau supérieur, comment les groupes et les amas se répartissent-ils ?

Les superamas

Là aussi, les observations ont montré que la distribution est loin d'être uniforme. Groupes et amas de galaxies ont tendance à se regrouper pour former ce que l'on appelle des superamas, des ensembles gigantesques atteignant en moyenne une taille de 50 mégaparsecs et contenant plusieurs dizaines de groupes et d'amas. Le Groupe Local est ainsi membre du Superamas Local, dont le centre se situe au niveau de l'amas de la Vierge. On peut encore citer d'autres exemples comme le superamas de l'Hydre-Centaure ou le superamas de Shapley, qui se trouve à 200 mégaparsecs de nous.

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

2dF Galaxy Redshift Survey
Une vue de la structure à grande échelle obtenue en 2001. Cette image montre 58606 galaxies dans une tranche de l'Univers de 4 degrés d'épaisseur. Les données proviennent du projet de cartographie 2dF Galaxy Redshift Survey conduit depuis l'observatoire anglo-australien en Australie. On peut clairement voir les concentrations de galaxies en amas et superamas, les filaments qui relient ces superamas ainsi que les grands vides très peu peuplés en forme de bulles. Crédit : 2dF Galaxy Redshift Survey

La structure à grande échelle

Les premiers résultats sur l'organisation de la matière en superamas furent obtenus en étudiant simplement la répartition des amas dans le ciel. Ceci n'était pas complètement satisfaisant car des effets de projection pouvait intervenir et fausser les résultats. En effet, deux amas même très séparées pouvaient sembler proches l'un de l'autre, vus depuis la Terre, s'ils se trouvaient dans la même direction. Pour connaître la répartition réelle des amas dans l'espace, il fallait obtenir une information de plus, la distance à ces amas. Avec cette information, il devenait possible de déterminer si deux amas proches dans le ciel l'étaient réellement dans l'espace ou s'il s'agissait d'un simple effet de projection.

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

Néanmoins, grâce aux progrès dans les techniques d'observations, les premiers résultats arrivèrent dans les années 1980 et révélèrent alors la répartition des galaxies à des échelles supérieures à la centaine de mégaparsecs, ce que l'on appelle la structure à grande échelle. Les astronomes découvrirent alors que même à cette échelle, la distribution de matière était très inhomogène. Il existe d'énormes vides dans la répartition des superamas, des bulles gigantesques d'une dimension de l'ordre de 100 mégaparsecs, totalement dépourvues de galaxies. Les astrophysiciens considèrent de nos jours que ces vides représentent plus de 90 pour cent du volume de l'univers. C'est à la frontière entre ces vides que se trouvent les superamas de galaxies. Les observations ont montré que ces derniers se regroupent pour former des structures en forme de filaments qui dessinent les contours des bulles.

Les observations ont également mis en évidence l'existence d'une gigantesque structure plane, appelée le Grand Mur, située à une centaine de mégaparsecs du Groupe Local. Cette structure est immense, avec une surface de 80 par 230 mégaparsecs, et très fine, puisque son épaisseur n'est que de 10 mégaparsecs. A la fin des années 1980, les astronomes découvrirent également que le Superamas Local n'était pas immobile, mais se déplaçait dans la direction de la constellation du Centaure. Ce mouvement est dû à l'extraordinaire attraction gravitationnelle d'un nouvel ensemble, qualifié de Grand Attracteur, qui possède la masse de plusieurs dizaines de milliers de galaxies et une taille de l'ordre de la centaine de mégaparsecs.

Toutes ces découvertes récentes montrent que la structure à grande échelle est bien plus complexe qu'on ne l'imaginait jusqu'alors. L'origine de cette inhomogénéité et la formation des structures associées font partie des grands problèmes de l'astrophysique contemporaine. Pour les résoudre et affiner notre connaissance de la structure à grande échelle, de nombreux projets d'observation sont en cours, qui prennent en compte des galaxies de plus en plus nombreuses et de plus en plus lointaines.



Auteur : Olivier Esslinger

Source : www.astronomes.com/index.html