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Les amas de galaxies

Distribution spatiale des galaxies dans le Groupe Local. Son diamètre est d'environ 10 millions d'années-lumière. Les proportions ne sont pas respectées. Documents Andrew Z. Colvin adapté par l'auteur.

La structure du ciel profond (I)

A présent que nous avons dressé notre catalogue de galaxies dans différents rayonnements, voyons de quelle manière elles sont distribuées dans l'Univers.

Observer des galaxies proches l'une de l'autre ou les comptabiliser sur une photographie ne suffit pas pour affirmer qu'elles appartiennent au même groupe ou amas. Il faut encore vérifier qu'elles sont à la même distance et suivent le déplacement de l'amas en calculant la vitesse propre de chacun de ses membres.

L'astronome Hubble nous a appris qu'en raison de l'expansion de l'Univers, la distance et la vitesse d'éloignement des galaxies sont proportionnelles. En déterminant le décalage vers le rouge des raies présentes dans leur spectre, on peut donc calculer leur vitesse comobile et estimer leur distance.

Comme on peut s'en rendre compte en observant le ciel en détail, les galaxies ne sont pas isolées dans l'espace. 95 % des galaxies se rassemblent par effet gravitationnel pour former des groupes et des amas, les plus proches regroupant quelques dizaines ou centaines d'entités.

Groupes et amas de galaxies

Pour un astrophysicien, il existe une différence entre un groupe et un amas de galaxies. La différence est que dans un groupe le système est parvenu à l'équilibre dynamique (virialisation), les galaxies présentant des vitesses de dispersion et des vitesses propres relativement faibles. Les galaxies peuvent traverser un puits gravitationnel et rejoindre l'extrémité de la région perturbée.

A l'inverse, dans un amas de galaxies, le système est instable; il est en évolution constante, capturant en permance des galaxies qui sont attirées vers le puits gravitationnel central, perturbant la dynamique de toutes les galaxies sous son influence pendant des milliards d'années. Les amas se différencient également des groupes par leur forte émission en X liée à la présence d'un gaz chaud intra-amas dans lequel les électrons sont freinés.

Dans les deux cas, si les galaxies sont suffisamment rapprochées, elles peuvent bien entendu interagir et entrer en collision.

Les groupes de galaxies ont été divisés en groupe peu compact lorsque la distance séparant les membres est relativement grande et en groupe compact lorsque la distance séparant les galaxies est de l'ordre de leur diamètre optique soit environ 100000 années-lumière (par ex. le groupe compact du Quintet de Stephan dont les membres sont en interactions rapprochées).

Les amas de galaxies ont également été subdivisés en amas riches lorsque la matière est fortement condensée et où on observe des vitesses propres de plusieurs milliers de kilomètres par seconde avec une dispersion de vitesse d'environ 1000 km/s. C'est le cas de nombreux amas catalogués par Abell et ses collègues. On y reviendra.

Le Groupe Local

Autour de la Voie Lactée gravitent 49 galaxies naines dont la plus récente, Crater 2, fut découverte en 2016. Cet ensemble ainsi qu'une douzaine d'autres galaxies indépendantes formant ce qu'il est convenu d'appeler le Groupe Local (parfois appelé à tord l'Amas Local). Il s'étend dans une sphère d’environ 10 millions d’années-lumière de diamètre, grosso modo 100 fois le diamètre de la Voie Lactée.

Dans le Groupe Local, deux membres sont particulièrement brillants : la galaxie d'Andromède M31 et notre Galaxie. Etant donné sa masse élevée, au cours des derniers milliards d'années, la Voie Lactée a pratiquement disloqué toutes les petites galaxies venant à sa rencontre, les transformant soit en galaxie naine elliptique soit en naine irrégulière.

Aujourd'hui la Voie Lactée est principalement en interaction avec les deux Nuages de Magellan, lesquels projettent deux immenses appendices en direction de la Voie Lactée dénommés le courant Magellanique (Magellanic stream) et le bras principal (Leading arm). La petite galaxie naine elliptique SagDEG a également lancé un bras de marée autour de la Voie Lactée tandis que SagDIG est devenue une galaxie naine irrégulière.

La Voie Lactée, M31 et M33 ne sont pas en interactions mais M31 se rapproche de la Voie Lactée à 111 km/s et M33 à 182 km/s, ce qui conduira à leur fusion d'ici 7 milliards d'années.

Voici liste des membres les plus brillants du Groupe Local comprenant de nombreuses galaxies naines satellites de la Voie Lactée :

Calculette : Convertisseur de magnitudes

Galaxie

Constellation

m

M

D

La Voie Lactée

-

~6

-19.8

-

CMa Dwarf

Grand Chien

-0.07

-14.5

0.025

SagDEG (SDG)

Sagittaire

4.5

-13.8

0.070

LMC

Dorade

0.3

-18.2

0.165

Bootes Dwarf

Bouvier

11.5

-7.4

0.196

SMC

Toucan

2.4

-16.6

0.205

Ursa Minor Dwarf

Petite Ourse

10.6

-8.9

0.205

Draco Dwarf

Dragon

10.6

-8.5

0.22

Sculptor Dwarf

Sculpteur

7

-12.6

0.28

Crater 2

Coupe

12.3

-8

0.38

Ursa Major Dwarf

Grande Ourse

 13.7

-6.7

0.39

Sextant C

Sextant

11.2

-9.5

0.46

Fornax Dwarf

Fourneau

7

-14

0.55

Leo I

Lion

10.8

-11

0.75

Leo II

Lion

12.3

-9.5

0.75

Wolf-Lundmark

Baleine

11.1

-13.3

1.6

NGC 6822

Sagittaire

10

-13.9

2

NGC 205

Andromède

9.4

-14.6

2.1

M 31

Andromède

3.4

-20.7

2.2

M 32

Andromède

8.2

-15.9

2.25

Andromède XII

Andromède

3.4

-21.5

2.2

Andromède XIV

Andromède

3.4

-21.5

2.2

Andromède VI°

Pégase

14.2

-10.7

3.1

PegDIG (DDO 216)

Pégase

13.2

-11.2

2.5

NGC 147

Cassiopée

9.7

-14.4

2.2

NGC 185

Cassiopée

9.4

-14.7

2.2

IC 1613

Baleine

9.6

-14.8

2.5

LGS 3

Poissons

21

-9

2.7

M 33

Triangle

5.7

-18.6

2.9

SagDIG

Sagittaire

15.5

-10

4.2

° Egalement appelée Pegasus Dwarf Spheroidal (Peg dSph).

Légendes : m = magnitude apparente, M = magnitude absolue, D = distance en millions d'années-lumière.

En 1958, George Abell[1] de Caltech recensa 2712 amas de galaxies sur les plaques photographiques du Palomar Observatory Sky Survey (POSS) qui couvraient 30206 degrés carrés ! En 1989, en collaboration avec Harold Corwin et Ronald Olowin (acronyme ACO), Abell compléta ce catalogue avec 4073 amas riches de galaxies des deux hémisphères, chaque amas contenant au moins 30 membres dont la magnitude ne diffère pas plus de 2 et le décalage Doppler inférieur à z=0.2.

Aujourd'hui, ces amas de galaxies sont désignés par l'acronyme ACO (par ex. ACO1367, l'amas du Lion), simplement par la lettre A (par ex. A2151, l'amas d'Hercule) ou par le nom Abell (par ex. Abell 1656, l'amas de Coma).

Evidemment, depuis la mise en service des télescopes spatiaux Hubble et Spitzer capables de sonde l'Univers jusqu'à plus de 13 milliards d'années-lumière, les astrophysiciens ont dénombré en moyenne 1 million de galaxies par degré carré (un champ à peine 4 fois supérieur au diamètre apparent de la Lune).

Du fait que le nombre d'amas a explosé, ils ont été intégrés dans d'autres catalogues, soit spécifiques à certains sondages soit à certaines institutions, d'où la diversité des noms de code associés aux galaxies et amas de galaxies (M, NGC, IC, ACO, ESO, MACS, EGS, RCS, UDF et autre z8_GND).

Décrivons brièvement les groupes et amas de galaxies les plus renommés en nous éloignant progressivement du Groupe Local

L'amas du Sculpteur

Mis à part le Groupe de M31 et celui de CentA/M83, l'une des associations galactiques les plus proches du Groupe Local est l'amas du Sculpteur. Il se situe à 12.7 millions d'années-lumière, près du pôle Sud galactique. Il comprend 13 galaxies dont la spirale NGC 253 située au centre du groupe est la plus brillante (Mv. 8). Notons que NGC 55 et NGC 300 et leurs compagnons qui appartenaient à ce groupe n'en font plus partie car de nouvelles études ont montré qu'elles se situent à l'avant-plan et ne sont physiquement pas liées à ce groupe.

Notons que Igor Karachentsev de l'observatoire SAO de Russie dressa en 2004 un inventaire exhaustif des différents groupes de galaxies proches du Groupe Local (il en dénombre 9) et détermina leurs principaux paramètres (masse, luminosité, dimension, etc.).

A gauche, une partie de l'amas de la Vierge centré sur la "chaîne de Markarian" et les galaxies M84, M86 et M87 photographié par les membres de l'Observatoire Capella avec un télescope Lichtenknecker FFC de 300 mm f/3.2 équipé d'une caméra CCD SBIG STL-11000M. Compositage de 31 images LRGB. Temps d'intégration total de 7h45 min. Chaque point flou ou allongé est une galaxie. Plus d'une centaine sont identifiables jusqu'à la magnitude 18. Cet amas se situe à ~ 60 millions d'années-lumière. L'image couvre environ 3.2°x2.6° et 20 millions d'années-lumière. Au centre, l'amas du Fourneau (Fornax) situé à 62 millions d'années-lumière et comprenant 58 galaxies brillantes. Cette photographie a été réalisée par Paul Haese au moyen d'une lunette Takahashi FSQ 106ED équipée d'une caméra CCD QSI 683-8 refroidie à -25°C. Temps d'intégration total LRGB de 13.3 heures. La galaxie spirale barrée bleue en-dessous à gauche est NGC 1365 qui mesure 50"x40" et de magnitude apparente +10.3. Elle comprend un trou noir supermassif de 2 millions de masses solaires. A droite, l'amas de galaxies d'Antlia alias Abell S0636 situé à environ 130 millions d'années-lumière et qui fait partie du superamas de galaxies Hydre-Centaure. Il compend 234 galaxies. Voici la photo annotée. Cette photographie a été réalisée par Rolf Olsen avec un télescope de Newton de 317 mm f/4 équipé d'une caméra CCD QSI 683WSG-8 refroidie entre -25 et -32°C et nécessita 152 heures d'intégration distribuées sur 55 nuits. La magnitude limite est de +25. Le champ couvre ~47' x 35' soit à peine plus grand que le diamètre apparent de la Lune.

Jusqu'à 300 millions d'années-lumière

La photographie et l'étude spectrale permirent de confirmer l'existence de nombreux amas de galaxies à moins de 300 millions d'années-lumière : les amas de la Vierge (60 millions d'a.l. ou mi), du Fourneau (62 mi), de l'Hydre (100 mi), du Centure (200 mi), de Persée (230-250 mi) et de Pavo-Indus (244 mi).

L'amas de la Vierge (Virgo) est le plus connu. C'est aussi le plus riche des amas proches avec environ 1500 galaxies dont 250 brillantes dans un champ de 8° dans le ciel. Il se situe dans une direction à peu près perpendiculaire au plan de la Galaxie. Ses membres les plus connus sont M49, M84, M86 et la radiogalaxie géante M87 (Virgo A ou NGC 4486).

L'amas Virgo constitue le coeur du Superamas Local ou Superamas de la Vierge (voir plus bas) dont la masse est estimée à 1.2x1015 M et 3x1015 L rassemblées dans un espace de 8° dans le ciel, correspondant à un rayon de 2.2 Mpc (~7 millions d'années-lumière). Il n'est lui-même que la plus grande extension du superamas Laniakea centré sur le Grand Attracteur au centre duquel se trouve l'amas Abell 3627 (voir plus bas).

Les galaxies de l'amas Virgo se déplacent entre 900 et 1100 km/s. Sur les 1277 galaxies les plus brillantes on dénombre 128 spirales, 40 lenticulaires, 30 elliptiques, 828 naines elliptiques, 178 naines irrégulières et 34 autres galaxies.

Réparition des amas preoches dans le Superamas de la Vierge qui s'étend sur 200 millions d'années-lumière de diamètre. Document Andrew Z. Colvin.

Par comparaison, l'amas du Fourneau (Fornax) qui est le second amas riche proche ne contient que 58 galaxies concentrées dans un champ de 3° dans le ciel.

Le Superamas de la Vierge

Dans un rayon de 100 millions d'années-lumière, la Voie Lactée, M31 et environ 10000 galaxies se rassemblent au sein du Superamas Local, également appelé Superamas de la Vierge. Il comprend le Groupe Local, l'amas du Scupteur, les amas des Chiens de chasse I, II, l'amas du Fourneau, l'amas de la Grande Ourse, les amas du Lion I et II, l'amas de Maffei I, le groupe de M81, l'amas de M101, le groupe de NGC 5128 et les trois amas de la Vierge I, II et III. On y reviendra à propos de la structure de l'Univers.

Le Grand Attracteur

Vers 1977, Vera Rubin et ses collègues de l'Institut de Washington découvrirent que la Voie Lactée se déplaçait plus rapidement que l'expansion générale de l'Univers. Mais les astrophysiciens étaient incapables de dire de quelle force il s'agissait et où elle se trouvait. Cette force avait un effet gravitationnel évident.

Pour localiser cette masse visiblement obscure - sans jeu de mots - une équipe de sept chercheurs de l'Institut d'Astronomie de Cambridge et de Washington se constitua, plus connue sous le sobriquet des "Sept Samouraïs". Leur tâche consista à mesurer la vitesse propre d'un grand nombre de galaxies. Ces mesures devaient permettre de déterminer dans quelle direction se déplaçait la Voie Lactée et tout le Groupe Local. Leur travail durera cinq ans et porta sur environ 400 galaxies elliptiques de la région du Centaure.

En 1986, Alan Dressler et ses collègues "Samouraïs" découvrirent que le Groupe Local (et le Superamas Virgo qui l'enveloppe) se dirigeait à une vitesse d'environ 625 km/s vers un point qu'il dénomma le "Grand Attracteur" situé au-delà du superamas de l'Hydre-Centaure en direction de la Croix du Sud[15].

Localisée à 150 millions d'années-lumière, cette région mystérieuse attire tout l'entourage de la Voie Lactée, l'Amas Local et des amas proches dans un rayon d'au moins 200 millions d'années-lumière.

Emplacement du Grand Attracteur (bleu ciel) par rapport aux autres amas de galaxies proches. Chaque cercle délimite une région large de 100 millions d'années-lumière. Document T.Lombry.

Sur base des sondages du ciel profond, les astronomes crurent que cette région extragalactique ne contenait aucune masse visible importante, mais paradoxalement ils ont pu calculer que sa  force gravitationnelle équivaut tout de même à celle d'un superamas contenant entre 1013 et 1015 M, plus de dix milles fois la Voie Lactée !

Preuve de cette dérive, Dressler[16] découvrit que ce déplacement comprimait les fréquences du spectre des galaxies, au point que le rayonnement du corps noir présentait localement une élévation sensible de sa température de plusieurs millièmes de degrés.

Notons pour l'anecdote que le pendule de Foucault installé au Panthéon à Paris s'oriente dans cette même direction sans que nous sachions pourquoi.

En revanche, le centre du Grand Attracteur est une région de calme plat. Les galaxies n'ont plus de vitesse propre, elles sont simplement entraînées au rythme de l'expansion de l'Univers.

En 1990, Dressler et ses collaborateurs découvrirent que passé ce point fictif, les galaxies avaient une vitesse inférieure à ce que prévoyait la loi de Hubble et certaines galaxies présentaient même un décalage Doppler... vers le bleu ! Mais d'autres mesures effectuées en 1992 par D.Mattewson[17] et ses collègues de l'Université nationale d'Australie ont infirmé les analyses de l'équipe américaine. Pour sa part J.Willick[18] de Caltech a mesuré les vitesses radiales de 350 galaxies des amas de Persée et des Poissons, des amas plus éloignés du Grand Attracteur que le Groupe Local. Il apparut que ces galaxies étaient attirés plus rapidement vers le Grand Attracteur que les amas du Centaure ou de l'Hydre pourtant beaucoup plus proches ! Le seul Attracteur ne pouvait donc pas expliquer cette différence de vitesse.

Ces différentes mesures étant contradictoires, les astronomes ont orienté leurs recherches dans plusieurs directions. Dans les années 1990, ils reconnaissaient volontiers qu'ils avaient des difficultés pour estimer la distance de galaxies lointaines à partir de leurs raies d'émission car il existait et il existe toujours une incertitude sur l'estimation de leur luminosité, qui peut-être sur ou sous-estimée en fonction de la brillance de la galaxie. D'autres astronomes suggérèrent que les vitesses radiales mesurées étaient la signature d'un autre super-attracteur situé plus loin dans l'espace. Enfin, une minorité de personnes continuaient de croire qu'il s'agissait d'une mauvaise interprétation de la cosmologie. Toutefois, un consensus s'est dégagé confirmant l'influence du Grand Attracteur à longue distance.

Après 30 ans de recherches, en 2016 les astronomes ont fait une découverte importante. Un nouveau récepteur multibeam très sensible fut installé sur le radiotélescope de 64 m de l'Observatoire de Parkes en Australie présentant une sensibilité de 6 mJy par beam par canal de 27 km/s. Grâce à ce radiotélescope, dans le cadre du sondage HIZOA (HI Zone of Avoidance) du programme "All-Sky" HIPASS de Parkes,  Lister Staveley-Smith et son équipe ont sondé les régions HI situées entre les longitudes galactiques de 212° et 36° et moins de 5° de latitude galactique, c'est-à-dire juste derrière le plan de la Voie Lactée, dans le "trou" a priori vide de galaxies (zone of avoidance).

Résultat du sondage HIZOA de Parkes. Cette carte reprend les positions de 957 galaxies

situées jusqu'au-delà du Grand Attracteur, à plus de 150 millions d'années-lumière. Document Lister Staveley-Smith et al. (2016).

Les chercheurs ont découvert cachées derrière la Voie Lactée 883 galaxies se déplaçant jusqu'à 12000 km/s. Elle sont situées à toutes distances, y compris à la distance et au-delà du Grand Attracteur. Ces galaxies complètent le puzzle de la stucture de l'Univers à grande échelle. Pour 51 % des détections HI, les astronomes ont trouvé dans la littérature une contrepartie optique/proche infrarouge. Mais 27 % des galaxies n'ont jamais été observées en raison de l'importante concentration stellaire à l'avant-plan et de l'extinction par la poussière. Avant ce sondage, on disposait du décalage Doppler pour seulement 8 % de ces galaxies.

Cet ensemble comprend plusieurs structures qui n'avaient jamais été observées jusqu'ici. Il comprend trois concentrations de galaxies (NW1, NW2 et NW3) qui jouent un rôle clé dans la structure cosmique traversant le Mur du Grand Attracteur entre l'Amas Norma et l'amas CIZA J1324.7-5736. Deux autres amas (CW1 et CW2) contribuent à la surdensité de cette région proche du Mur du Centaure, l'un des deux formant un long filamentaire qui s'étend sur 180° soit 100 Mpc et se déplace à la vitesse de 3000 km/s, suggérant l'existence d'un mur plus éloigné situé à la distance du Grand Attracteur et à de plus grandes longitudes.

Quelques unes de 36 antennes de 12 m de diamètre du réseau ASKAP.

Nous avons donc aujourd'hui la preuve formelle qu'il existe à grande distance des structures extragalactiques pouvant expliquer l'attraction gravitationnelle des galaxies vers le Grand Attracteur. Toutefois, la masse conjugée de tous ces amas de galaxies n'explique pas totalement l'attraction de la Voie Lactée dans cette direction.

Les astronomes australiens doivent donc poursuivre leur enquête. A l'avenir ils comptent beaucoup sur les sondages radios tels que le 2MTF (2MASS Tully-Fisher) de CAASTRO qui exploite également le radiotélescope de Parkes. Parmi les autres contributions, citons le sondage WALLABY qui fonctionne en collaboration avec l'interféromètre ASKAP. Ces études permettront de sonder massivement l'universe radio de manière encore plus approfondie.

On parle bien d'étude "massive" car il s'agit de Big Data. En effet, les installations de l'ASKAP recueillent environ 5 GB de données soit un DVD toutes les deux secondes. Cette quantité d'information ne peut être gérée que par un centre informatique équipé de superordinateurs HPC, le Pawsey, qui exploite notamment un Cray XC40 Magnus de 1.097 PetaFLOPS. Le traitement en pseudo temps-réel est assuré par un Processeur Scientifique Central constitué d'un Cray XC30 de 200 TeraFLOPS aussi volumineux qu'un studio, complété par trois autres superordinateurs HPC.

En parallèle, les astronomes de l'Observatoire Astronomique Australien (AAO) et de l'Université Nationale d'Australie (ANU) travaillent sur le sondage TAIPAN Galaxy Survey dédié à l'étude des galaxies elliptiques lointaines dans le rayonnement visible.

Enfin, les théoriciens se penchent également sur la métrique de l'espace-temps dans le but de savoir si le modèle cosmologique actuel est toujours valide où si par exemple la relativité générale ne s'appliquerait plus aux très grandes échelles. Ces questions sont également au centre des discussions depuis la découverte de l'accélération de l'expansion de l'Univers qui bien que pouvant a priori s'expliquer dans le cadre du modèle ΛCDM n'écarte pas la possibilité d'une modification des lois à grandes échelles. Mais avant d'en arriver à un tel changement de paradigme, les astrophysiciens exigent des preuves solides.

Abell 3627 et Laniakea

Depuis ces observations, plusieurs approches complémentaires ont été utilisées pour étudier cette région mystérieuse de l'espace : étude des régions stellaires denses à l'ESO, mesure des spectres des galaxies isolées à l'observatoire Sud Africain et analyse radioélectrique des galaxies peu lumineuses à Parkes, en Australie.

L'amas Abell 3627 (ACO 3627), le coeur du Grand Attacteur. A gauche, sa signature radioélectrique révèle la présence d'une masse invisible enveloppant les galaxies. A droite, une vue générale de l'amas. Chaque objet verdâtre représente une galaxie. Notez la forme torsadée de la galaxie située au-dessus à gauche engendré par les forces gravitationnelles des deux galaxies qui l'entourent. Documents ESO.

Jusqu'au seuil de l'an 2000, le Grand Attracteur était une terra incognita sur la carte du ciel. De nombreuses équipes de chercheurs ont recherché la masse responsable de cette attraction. Ils ont découvert une densité de galaxies deux fois supérieure à la normale. On dénombre plus de 600 galaxies dans la région du Grand Attracteur et selon Corwin et Olowin il contiendrait environ 4000 amas de galaxies soit une masse estimée à 5 x 1016 masses solaires ! Les galaxies découvertes font donc partie des plus brillantes, les milliers d'autres étant trop petites, trop pâles ou sont cachées par le plan galactique.

Les astronomes ont identifié près du centre du Grand Attracteur, l'amas Abell 3627 (ACO 3627 ou l'amas de la Règle, Norma) présenté ci-dessus, une condensation qui rassemble une cinquantaine de galaxies dont certaines sont en interactions.

Comme la galaxie naine elliptique du Sagittaire (SagDEG) ou Dwingeloo 1, il se dissimule parmi les étoiles de la Galaxie et fut très difficile à débusquer. Abell 3627 se trouve juste derrière le plan de la Voie Lactée, dans une région "vide" de l'Univers mais très difficile à pénétrer en raison de l'importante accumulation de poussière interstellaire dans la ligne de visée.

Le Superamas Laniakea vu dans le plan équatorial supergalactique. Document SDivision interactive visualization software/CEA/Saclay adapté par l'auteur.

Situé à la même distance que l'amas de Coma soit à 300 millions d'années-lumière et aussi massif que lui (1015 M), cet amas mystérieux attire les amas de la Vierge, de l'Hydre, du Centaure et le Groupe Local à des vitesses radiales comprises entre 500 et 630 km/s.

Cet amas présente une vitesse proche de celle du Grand Attracteur mais il ne représente que 10 % de la masse totale estimée du Grand Attracteur. Par conséquent, Abell 3627 n'est donc pas la figure centrale du Grand Attracteur, ce n'est qu'un membre plus massif que les autres situé en son centre.

Pour débusquer les autres membres de ce superamas, les astronomes avaient besoin d'une nouvelle méthode rigoureuse permettant d'évaluer la vitesse des galaxies indépendamment de la vitesse d'expansion de l'Univers afin de lever les incertitudes qui subsistaient. Cela donna naissance au programme "Sloan Digital Sky Survey", SDSS, sur lequel nous reviendrons en cosmologie.

C'est justement dans le cadre de ces programmes de sondages du ciel profond et en compilant le catalogue de galaxies "Cosmic Flows-2" que les astronomes ont découvert à grande échelle que ce petit amas se trouve au centre de ce qu'on appelle improprement le superamas Laniakea ("univers immense" en hawaien) qui rassemble tous les amas attirés vers le Grand Attracteur. Le superamas Laniakea mesure 500 millions d’années-lumière de diamètre et inclut ~1017 M (100 millions de milliards de masses solaires). On y reviendra.

Le dipôle répulseur

Le mystère caché derrière le Grand Attracteur pendant près de 40 ans fut éclairci en 2017. Nous savons depuis 2006, grâce aux travaux de Dale Kocevski et Harald Ebeling, tous deux de l'Université d'Hawaii, que le Groupe Local est attiré par une zone riche en amas de galaxies appelée l'Attracteur de Shapley (en rouge et vert ci-dessous). Ils ont également montré l'existence probable d'un espace vide dans la direction opposée.

En utilisant le catalogue de galaxies "Cosmic Flow-2", l'astronome Yehuda Hoffman de l'Université hébraïque de Jérusalem et ses collègues avaient modélisé les mouvements de plus de 8000 galaxies en 2015 et démontré l'existence d'un flux de matière en direction de l'Attracteur de Shapley. Cette structure cosmique accélère la vitesse du Groupe Local par rapport à un référentiel inertiel. Poursuivant leurs recherches, en 2016 (publication en 2017), ils ont annoncé que l'immense zone vide de galaxies agit en fait comme un "dipôle répulseur" (Dipole Repeller), c'est-à-dire comme le pôle nord répulsif du champ magnétique d'un aimant bipolaire, en (re)poussant les amas de galaxies en direction de l'Attracteur de Shapley, ce qui explique l'accélération du Groupe Local vers le Grand Attracteur situé à mi distance. La vidéo HD suivante décrit ce phénomène en trois dimensions.

A voir : The Dipole Repeller

Extrait de la vidéo ci-dessus illustrant le dipôle répulsif ou "Dipole Repeller" superposé aux différents amas de galaxies (en gris et rouge) et au potentiel de gravitation (à droite, positif en vert et négatif en brun). L'image 3D couvre environ 1.7 milliard d'années-lumière (distance entre Shapley et le dipôle). Le dipôle répulsif dont l'existence fut confirmée en 2017 par l'astronome Yehuda Hoffman et son équipe représente une immense zone vide de galaxies (à droite de chaque image) située dans la direction opposée à l'Attracteur formé par le superamas de Shapley (à gauche de chaque image). Entre les deux structures se trouve le Groupe Local qui se dirige vers le Grand Attracteur à une vitesse de 631 km/s, environ deux fois plus élevée que le prévoit la théorie. Ceci s'explique du fait que la zone vide de galaxies exerce une force répulsive en poussant les flux de matière et donc les galaxies vers l'Attracteur de Shapley comme l'indique le sens des flèches sur l'image de droite. Documents Yehuda Hoffman et al./U.Hébraïque de Jérusalem (2017).

La découverte de ce dipôle répulsif pourrait également expliquer un autre mystère. Les astronomes savent depuis qu'ils ont cartographié le rayonnement cosmologique à 2.7 K (CMB) que le Groupe Local se déplace par rapport à ce continuum. La vitesse du Groupe Local est de 631 km/s; c'est presque deux fois supérieur à la valeur engendrée par l'Attracteur de Shapley et les autres amas de galaxies. On en déduit que l'effet répulsif double la force d'attraction de Shapley, ce qui explique la vitesse de déplacement plus élevée du Groupe Local par rapport aux prédictions.

Jusqu'à 750 millions d'années-lumière

Jusqu'à 750 millions d'années-lumière, nous trouvons les amas de Coma et de la Règle alias Norma (300 mi), de Phoenix (388 mi), d'Hercule (450 mi), du Lion (460 mi) et quelques autres qui n'ont pas encore reçu de nom. Notons qu'à cette distance, les valeurs indiquées sont des moyennes, sachant que ces amas s'étendent en profondeur et que mis à part les amas compacts, leurs limites sont rarement clairement définies.

Dans ces amas, les galaxies vont souvent par paires et forment des couples physiques dont la séparation angulaire est inférieure au degré.Quelquefois les galaxies peuvent être très étendues relativement aux distances qui les séparent : les plus proches, Virgo et Fornax comptent parmi les amas les plus vastes. Ils s'étendent en moyenne sur 30 millions d'années-lumière.

En général, ces amas rassemblent plus de 200 galaxies distantes les unes des autres d'environ 500000 années-lumière. Plusieurs amas, dont Coma et celui de la Couronne Boréale comptent plusieurs milliers de galaxies (36000 et 76000 respectivement). Leur masse équivaut à environ 2 millions de milliards de masses solaires (2x1015 M) soit plus de 3000 fois la Voie Lactée (dont la masse a été réévaluée entre 700-850 milliards de masses solaires) !

Bien sûr il reste de petits amas lointains tel le Quintet de Stephan (5 galaxies), le Sextet de Seyfert (6 galaxies), le Triplet de Zwicky (3 galaxies), etc.

Soumis à l'emprise de la gravitation dont les effets se ressentent principalement à grandes distances, ces amas de galaxies se regroupent en "superamas", chacun comprenant en général 4 ou 5 amas mais il y a des exceptions. Ces superamas regroupent des centaines et des milliers de galaxies : Virgo, Hydra, Centaurus, etc.

Entre 750 millions et 1 milliard d'années-lumière

Si les amas sont nombreux à "courte" distance, ils sont encore plus de nombreux jusqu'à 1 milliard d'années-lumière où les derniers sondages du SDSS ont permis d'identifier 240000 amas de galaxies représentant quelque 3 millions de grandes galaxies.

En fonction de leur éloignement, nous trouvons les amas de la Grande Ourse (834 mi), des Poissons et de la Baleine (862 mi et 906 mi), du Bouvier (867 mi) et de l'Horloge (963 mi).

Parmi les plus superamas spectaculaires, celui de l'Horloge situé dans l'hémisphère Sud contient 355000 galaxies ! Il s'étend sur plus d'un demi-milliard d'années-lumière !

A plus d'un milliard d'années-lumière

L'amas Abell 2029 abrite en son centre la plus grande galaxie de l'univers, IC 1101 (6 millions d'années-lumière de diamètre !).

Enfin, comme il fallait s'y attendre, en réalisant des sondages toujours plus précis et plus lointain, les astronomes ont découvert plusieurs superamas de galaxies gigantesques juusqu'à des distances qui dépassent aujourd'hui les 4 milliards d'années-lumière, c'est-à-dire que les plus lointains se sont formés à peine 4 milliards d'années après le Big Bang, ce que les astronomes ont encore du mal à expliquer. On y reviendra.

A 1.07 milliard d'années-lumière nous trouvons notamment le superamas Abell 2029 du Serpent dont la magnitude surfacique moyenne est de +16. Il abrite 257 amas de galaxies. Sa masse est estimée à 1015 M, soit 1400 Voie Lactée !

Comme on le voit à droite, en son centre brille la galaxie elliptique IC 1101 de magnitude apparente 14.7. C'est à ce jour la plus grande galaxie de l'univers avec un diamètre de 6 millions d'années-lumière (60 fois la Voie Lactée !) et une masse dépassant 2000 fois celle de la Voie Lactée ainsi que nous l'avons expliqué précédemment.

L'amas Abell 68 présenté ci-dessous est situé à 2 milliards d'années-lumière et contient une lentille gravitationnelle (comme beaucoup d'autres amas). On la reconnaît aux nombreux arcs bleus situés près du centre et déformant l'image des galaxies (les petits points bleus) situées à l'arrière-plan à plus de 13 milliards d'années-lumière !

De même, l'amas Abell 1703 présenté juste à sa droite est situé à environ 3 milliards d'années-lumière et contient une centaine de galaxies dont une majorité de galaxies elliptiques contenant des étoiles en pleine maturité et de veilles étoiles lui donnant une belle couleur dorée.

Quant à l'amas ZwCI 0024+16252 présenté ci-dessous à droite, il est situé à 5 milliards d'années-lumière et présente une importante quantité de matière sombre signalée par une lentille gravitationnelle. L'un de ces anneaux gravitationnels s'étend sur 2.6 millions d'années-lumière soit supérieure à la distance qui sépare la Voie Lactée et la galaxie d'Andromède !

A voir : Coma Cluster Treasury Survey

Frontier Fields.org

Les amas de galaxies

Amas de Persée. Amas d'Hercule.

Ci-dessus, de gauche à droite, les amas Hydra (Abell 1060) contenant notamment la galaxie NGC 3314A/B en interaction (dans la partie gauche de l'image), Persei (Abell 426), Herculis (Abell 2151) et Virgo (centré sur la "chaîne de Markarian"). Ci-dessous, les amas de Coma Berenices (Abell 1656), Abell 68, Abell 1703 et ZwCI 0024+1652. Ces trois derniers contiennent au moins une lentille gravitationnelle (les arcs bleus) témoignant de la présence d'une importante masse invisible entre l'amas et les galaxies situées à l'arrière-plan à plusieurs milliards d'années-lumière. Documents Angus Lau, DSS, U.Alabama, B. et J.Fera, NOAO, NASA/ESA/STScI et NASA.

Amas de Coma Berenices.

L'étude des amas de galaxies est indispensable pour connaître leur composition, leur dynamique et leur rôle dans l'évolution de la structure de l'Univers et notamment pour étudier la distribution de la matière noire dans les bras des galaxies tant qu'on peut les résoudre à ces distances considérables. Leur étude apporte aussi des indices sur l'évolution galactique et stellaire. En effet, bien que ces galaxies soient situées à plusieurs milliards d'années-lumière et soient toutes petites et très pâles à cette distance, il est possible d'y déceler une activité temporaire ou régulière et d'isoler des groupes d'étoiles, de déterminer leur type spectral et d'en déduire certaines caractéristiques utiles aux astrophysiciens pour mieux comprendre l'évolution stellaire notamment.

Le grand amas Abell 1689 présenté ci-dessous à gauche est situé à 2.2 milliards d'années-lumière. Il a notamment été étudié en détail par le Dr Brian Siana et le doctorant Anahita Alavi de l'Université de Californie à Riverside. Cet bel amas contient également plusieurs lentilles gravitationnelles comme l'explique cet article.

Comme on le voit sur la seconde image présentée ci-dessous, Siana et Alavi ont pu identifier 58 galaxies primitives. La lentille gravitationnelle a amplifié leur éclat d'un facteur variant entre 3 et 100 mais elles sont plus faibles que les galaxies habituellement situées à cette distance.

L'amas Abell 1689. A gauche, une vue générale dont voici une autre photo prise en 2003, au centre, l'identification de 58 galaxies distantes primitives, et à droite, un agrandissement de ces petites galaxies bleues. Documents NASA/ESA/STScI et B.Siana/A.Alavi.

Les agrandissements révèlent la forme compacte et la couleur très bleue de ces petites galaxies, indiquant clairement qu'elles ont récemment créé de nouvelles étoiles. Sinon, ces galaxies n'auraient jamais été aussi brillantes et présenteraient une couleur nettement plus orangée. Toutefois, la forme de ces galaxies ne ressemble pas à celles des galaxies spirales ou elliptiques qu'on trouve dans notre voisinage galactique. Cela sous-entend que l'évolution des galaxies ne s'effectue pas au même rythme et donc dans les mêmes conditions au cours du temps. C'est une donnée intéressante qui ajoute une contrainte à nos modèles. De même, nous verrons à propos de la matière sombre que les galaxies situées à plus de 9-10 milliards d'années-lumière ne présentent pas la même courbe de rotation que les galaxies beaucoup plus proches, un autre indice révélant que la formation des galaxies dans ce lointain passé était différent de celui qu'on observe dans les galaxies proches. On y reviendra.

Si cet échantillon de l'univers est représentatif de toute la population de galaxies ayant existé il y a plus de 3 milliards d'années, alors il faut en conclure que la majorité des nouvelles étoiles se sont formées dans ces petites galaxies (puisqu'une étoile de type solaire par exemple vit au moins 10 milliards d'années).

Enfin, en 2017 une équipe d'astronomes indiens et américains dirigée par l'astronome Joydeep Bagchi de l'IUCCA a découvert un nouveau superamas de galaxies à 4 milliards d'années-lumière dans la constellation des Poissons. Nommé "Saraswati", il s'étend sur plus de 650 millions d'années-lumière. Il comprend au moins 43 amas de galaxies massifs dont Abell 2631 et représentent une masse totale de 20 millions de milliards de masses solaires (2x1016 M) soit environ 30000 fois la Voie Lactée ! Cette structure géante s'est formée il y a plus de 10 milliards d’années.

Les astronomes doivent à présent comprendre comment une telle structure a pu se former il y a 10 milliards d'années, une question qui restera ouverte tant que les télescopes ne pourront pas sonder et analyser l'univers très profond en haute résolution et modeliser son contenu avec précision. On reviendra sur ces superamas de galaxies dans l'article consacré à la structure de l'Univers.

Deuxième partie

L'amas de Pandore, Abell 2744

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[1] G.Abell, Astrophysical Journal Supplement, 3, 1958, p211 - G.Abell et al., "A catalog of rich clusters of galaxies", ApJ Suppl.Series, 70, 1989, pp1-138.


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