Les amas de galaxies

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 comobile radiale, c'est-à-dire leur distance réelle en fonction des paramètres cosmologiques actuels dans un Univers en expansion.

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.

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. Parmi les groupes de galaxies les plus connus, citons le Triplet de Zwicky (3 galaxies), le Quintette de Stephan (5 galaxies), le Sextette de Seyfert (6 galaxies) ou encore le Septette de Copeland (7 galaxies).

A l'inverse, dans un amas de galaxies, le système est instable; il est en évolution constante, capturant en permanence 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.

Les amas de galaxies ont 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.

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

Le Groupe Local

Autour de la Voie Lactée gravitent des dizaines de galaxies naines dont certaines sont satellisées. Parmi les plus les célèbres, citons les Nuages de Magellan (LMC et SMC) visibles dans le ciel austral. Parmi les galaxies naines découvertes ces dernières années citons Ursa Major III découverte en 2024 composée d'une soixantaine d'étoiles (cf. les découvertes récentes), Bedin 1 découverte en 2019, Antlia 2 et Hydrus 1 découvertes en 2018 et Crater 2 découverte en 2016. 17 galaxies naines sont situées dans l'hémisphère nord.

Selon une étude publiée dans "The Astrophysical Journal" en 2020 (en PDF sur arXiv) par Ethan Nadler de l'Université de Stanford et ses collègues, sur base des données de Gaia et de simulations tenant compte du modèle ΛCDM (le halo de matière sombre et froide qui entoure les galaxies), la Voie Lactée serait escortée par environ 150 galaxies satellites supplémentaires qui restent à découvrir. Avis aux amateurs.

A gauche et au centre, distribution spatiale des galaxies dans le Groupe Local dans un rayon de 8 et 10 millions d'années-lumière. Les proportions ne sont pas respectées. A droite, simulation du déplacement des 11 principales galaxies satellites de la Voie Lactée au cours des 2 milliards d'années écoulées (image arrêtée il y a 1 milliard d'années, le point blanc étant leur position aujourd'hui) dont une brève simulation est présentée sur YouTube. Documents BookWiki adapté par l'auteur, Andrew Z. Colvin adapté par l'auteur et U.Az.

En fait, dire que ces galaxies sont des satellites de la Voie Lactée est un abus de langage. En effet, ce n'est que dans les années 2000 que les astronomes ont découvert qu'en réalité la plupart de ces galaxies naines dont le LMC sont des nouvelles venues dans notre environnement et d'un point de vue cinématique, elles se déplacent encore trop vite pour être capturées par la Voie Lactée. En fait, la plupart d'entre elles nous visitent pour la première fois et ne sont pas encore liées gravitationnellement à la Voie Lactée mais peuvent subir son influence. On y reviendra dans l'article consacré aux découvertes de Gaia.

Aux galaxies naines existantes, il faut ajouter 36 galaxies extérieures dont M31 et M33. Au total, au moins 86 galaxies forment ce qu'on appelle le Groupe Local (parfois appelé à tord l'Amas Local).

Le Groupe Local s'étend dans une sphère d’environ 30 millions d’années-lumière de rayon autour de la Voie Lactée, ce qui représente grosso modo 17 fois le diamètre de notre Galaxie. Les deux membres les plus brillants sont la Voie Lactée et M31.

Depuis 2008, seules 4 galaxies extérieures ont été découvertes dans un rayon de 6.5 millions d'années-lumière (3 Mpc). Deux d'entre elles sont des naines irrégulières, UGC 4879 (A.I. Kopylov et al., 2008) et Leo P (R.Giovanelli et al., 2013), la troisième, KK 258 (I.D. Karachentsev et al., 2014) est une naine en transition présentant un minimum de gaz et de jeunes étoiles. La quatrième, Kks3 alias SGC 0224.3-7345 (I.D. Karachentsev et al., 2014), fait partie de la dizaine de galaxies naines sphéroïdes très pâles qui émettent entre 0.0005 et 0.1% de la lumière de la Voie Lactée. Kks3 fut découverte en 2014 à 7 millions d'années-lumière dans la constellation de l'Hydre.

Ci-dessus, la galaxie naine Bedin 1 (les "petits points" derrière l'étoile brillante sur la partie gauche) du nom de son inventeur découverte par hasard en 2019 à 30 millions d'années-lumière dans la constellation du Paon derrière l'amas globulaire NGC 6752. Sa magnitude apparente est ~20. Elle mesure 3000 années-lumière de diamètre et est âgée d'environ 13 milliards d'années; c'est une galaxie relique. Ci-dessous à gauche, en 2018, dans le pont galactique reliant les deux nuages de Magellan (LMC et SMC dont a supprimé l'éclat) les astronomes ont découvert la galaxie naine Hydrus 1 (dans le cercle pointillé rouge). Elle se situe à 28000 années-lumière et présente une magnitude visuelle de 12.5. A droite, photomontage montrant l'aspect de la galaxie naine Antlia 2 de magnitude visuelle 12.1 mais très diffuse découverte en 2018 grâce au satellite Gaia (à ne pas confondre avec la galaxie naine Antlia située à 4.3 millions d'années-lumière). Antlia 2 se situe à 432800 années-lumière du coeur de la Voie Lactée et ne s'en approche jamais à moins de 130000 années-lumière. Antlia 2 est paradoxalement une galaxie naine géante; elle mesure un tiers de la Voie Lactée mais est 10000 fois plus pâle que le Grand Nuage de Magellan (LMC). Selon les modèles astrophysiques, elle semble beaucoup trop grande pour sa luminosité (ou trop pâle pour sa taille). Documents NASA/ESA/Space Telescope, S.Koposov et al. (2018), G.Torrealba et al. (2018) adapté par l'auteur et V.Belokurov/U.Cambridge, Marcus et Gail Davies, Robert Gendler.

Etant donné la masse élevée de la Voie Lactée (masse virielle de ~960 milliards de masses solaires), au cours des derniers milliards d'années, notre Galaxie a pratiquement disloqué toutes les petites galaxies venant à sa rencontre, les transformant en galaxie naine elliptique ou en naine irrégulière et en créant de nombreuses queues de marée et courants stellaires quand elle ne les pas absorbées par fusion comme Héraclès.

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 effleurement puis à la fusion de M31 avec la Voie Lactée dans plusieurs milliards d'années. On y reviendra.

Voici la liste des membres les plus brillants du Groupe Local (il faut y ajouter quelques galaxies très pâles, cf. Joshua D. Simon, 2018) comprenant de nombreuses galaxies naines satellites de la Voie Lactée :

Calculette : Convertisseur de magnitudes

Les catalogues extragalactiques

 En sondant l'espace profond, les astronomes se sont vite rendus compte du nombre impressionnant de galaxies et que la majorité d'entre elles se rassemblaient pour former des amas de galaxies.

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 unités et le décalage Doppler inférieur à z = 0.2 soit une distance propre inférieure à 2.5 milliards d'années-lumière.

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, Spitzer, WISE, JWST et Euclid capables de sonder 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). Rappelons que les données de tous ces catalogues sont disponibles après téléchargement dans le logiciel gratuit de simulation du ciel (de planétarium) STELLARIUM.

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

Jusqu'à 300 millions d'années-lumière

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 qui aussi 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.).

Un peu plus loin se trouvent les amas de la Vierge (60 millions d'a.l. ou Mio) et du Fourneau (62 Mio). 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°. Il se situe entre 53 et 65 millions d'années-lumière 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) dont la Collaboration EHT a pu imaginer le trou noir supermassif.

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.

L'amas de la Vierge 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 champ de 8° dans le ciel, correspondant à un rayon de 2.2 Mpc (~7 Mio a.l.). 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 de la Vierge 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.

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.

Au-delà des amas de galaxies de la Vierge et du Sculpteur et dans un rayon de 300 millions d'années-lumière se trouve les amas de galaxies de l'Hydre (100 Mio), du Centure (200 Mio), de Persée (230-250 Mio) et de Pavo-Indus (244 Mio).

A gauche, l'amas de Persée  (~250 Mio a.l.) alias Abell 426 photographié en 2008 par Jay Gabany avec un télescope RCOS de 500 mm f/8.2 équipé d'une caméra CCD SBIG STL-11000. Temps d'intégration total en LRGBHα de 31.4 heures. A droite, un gros-plan sur la galaxie lenticulaire S0d NGC 1277 dite "red and dead" (rouge et morte) photographiée par le Télescope Spatial Hubble. Document NASA/ESA/M.Beasley et al.

L'amas de Persée que l'on voit ci-dessus et sur cette photo HD prise par le télescope spatial Euclide de l'ESA, rassemble plus de 1000 galaxies dont la radiogalaxie NGC 1275 alias Perseus A ou 3C 84. Il s'agit d'une galaxie de Seyfert 2 de magnitude apparente +14.1 qui est l'une des plus brillantes de l'amas, y compris en rayons X, qui présente sur les photos à très longues poses d'étranges filaments rouges de plasma issus de son noyau et générés par l'activité de son trou noir supermassif pesant 340 millions de masses solaires. Ces filaments sont maintenant par un intense champ magnétique qui empêche leur évaporation.

Cet amas de galaxies abrite également un membre très particulier, la galaxie lenticulaire NGC 1277 de magnitude apparente 14.7 qui n'a plus évolué depuis environ 12 milliards d'années (à part son trou noir supermassif qui n'a cessé de grossir). On y reviendra à propos des cas atypiques car les modèles de l'évolution galactique expliquent difficilement son évolution.

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 Sculpteur, 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 de la Vierge 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.

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.

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.

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" comprenant 8000 galaxies 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 représente ~10¹⁷ M (100 millions de milliards de masses solaires). On y reviendra en cosmologie à propos de la structure de l'Univers.

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'Hawaï 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

A voir : Ballade dans l'univers : à la découverte de Laniakea | Hélène Courtois, TEDx

Laniakea Supercluster, VF par H.Courtois

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 supérieure 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.

Nous verrons en cosmologie à propos de la structure de l'univers, qu'en 2023 des astronomes ont découvert un petit bassin d'attraction appelé Arrowhead au point précis où les zones d'influence de trois grands superamas de galaxies, Laniakea, Perseus-Pisces et Coma sont en contact.

Jusqu'à 750 millions d'années-lumière

Jusqu'à 750 millions d'années-lumière, nous trouvons les amas de Coma (~323 Mio) et de la Règle alias Norma (300 Mio), de Phoenix (388 Mio), d'Hercule (450 Mio), du Lion (460 Mio) 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 sur des centaines de millions d'années-lumière et que mis à part les amas compacts, leurs limites ne sont pas 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, celui de la Vierge et du Fourneau 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. L'amas de Coma contient environ 1000 galaxies identifiées mais en abrite probablement le double. Il présente une masse totale d'environ 10¹⁵ M (ne pas les confondre avec le superamas de Coma).

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 : la Vierge, l'Hydre, le Centaure, etc.

Entre 750 millions et 1 milliard d'années-lumière

Si les amas sont nombreux à "courte" distance (distance propre), 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 Mio), des Poissons et de la Baleine (862 Mio et 906 Mio), du Bouvier (867 Mio) et de l'Horloge (963 Mio).

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 !

Le Plan supergalactique

Le Plan supergalactique forme une immense structure aplatie dans une partie de l'univers local s'étendant sur près d'un milliard d'années-lumière. Il comprend le Groupe Local et donc y compris la Voie Lactée et M31, et de nombreux amas de galaxies "proches" (Centaurus, Hydra, Indus, Norma, Pavo, Perseus, etc). Mais alors que le Plan regorge de galaxies elliptiques massives et brillantes, les galaxies à disques (spirales) brillantes sont clairsemées. Si certains chercheurs ont cru y voir une anomalie locale, des simulations confirment que cette distribution inégale des galaxies est tout à fait naturelle. En voici la raison.

Dans un article publié dans la revue "Nature Astronomy" en 2023, Till Sawala de l'Université d'Helsinki et ses collègue ont découvert pourquoi les galaxies à disques sont largement absentes du Plan supergalactique.

Pour comprendre cette distribution inégale des galaxies, les auteurs ont utilisé la simulation SIBELIUS (Simulations Beyond the Local Universe) intégrée au Consortium Virgo pour confronter les prédictions du modèle cosmologique standard ΛCDM et de la théorie standard de la formation des galaxies (dont le modèle GALFORM utilisé par les auteurs) avec les données observationnelles du sondage 2MASS Redshift Survey (2MRS) du CfA. On reviendra sur ces outils à propos de l'usage de l'informatique en astronomie.

SIBELIUS est capable de simuler avec précision l'évolution de l'Univers sur 13.8 milliards d'années, de sa naissance jusqu'à nos jours. A partir des lois qui gouvernent l'évolution de l'Univers, SIBELIUS a montré que les interactions entre galaxies produit un déficit de spirales dans le Plan supergalactique.

Ci-dessus, distribution des galaxies les plus brillantes de l'univers local dans le sondage 2MRS (à gauche) et modélisée dans la simulation SIBELIUS (à droite). Les deux panneaux montrent des projections de Hammer en coordonnées supergalactiques dans la plage de redshift de 0.01 < z < 0.02 soit jusqu'à environ 277 millions d'années-lumière. La bande vide au centre est un masque cachant la Voie Lactée. La simulation qui tient compte de la matière sombre reproduit fidèlement les structures observées dans l'univers local. Ci-dessous, une carte plus précise de la distribution des galaxies à disques (gauche), intermédiaires (centre) et elliptiques (droite) dans le même volume d'univers dans le sondage 2MRS (en haut) et tel que modélisé dans SIBELIUS (en bas). Les symboles sombres et clairs montrent les galaxies individuelles situées respectivement à l'intérieur et à l'extérieur du Plan et les pourcentages expriment leurs nombres relatifs. Les points gris désignent des galaxies de masse inférieure, quelle que soit leur morphologie. Les noms de 5 amas de galaxies sont également indiqués. Dans les données 2MRS et dans la simulation SIBELIUS, une fraction significativement plus élevée de galaxies elliptiques massives que de galaxies à disques massifs se trouvent à proximité du plan supergalactique. Document T.Sawala et al. (2023).

Selon les auteurs les résultats de cette simulation montrent que "les distributions spatiales des galaxies à disques et des elliptiques et, en particulier, l'excès observé d'elliptiques massives près de l'équateur supergalactique découle directement de la structure locale à grande échelle et du paradigme standard de formation des galaxies, dans lequel les galaxies à disques évoluent principalement de manière isolée, tandis que les galaxies elliptiques géantes se rassemblent dans les amas massifs qui définissent le Plan supergalactique."

La simulation est remarquablement cohérente avec les données du sondage 2MRS. Elle révèle des détails sur la formation des galaxies comme la transformation des spirales en elliptiques grâce aux mécanismes de fusion (cf. les interactions entre galaxies). En effet, les observations montrent que dans les amas de galaxies denses évoluant dans le Plan supergalactique, les galaxies connaissent de fréquentes interactions et fusions avec d'autres galaxies. Cela transforme les galaxies spirales en galaxies elliptiques. En revanche, loin du Plan, les galaxies peuvent évoluer dans un isolement relatif, ce qui les aide à préserver leur structure spirale.

De plus, la simulation confirme le modèle cosmologique standard ΛCDM dans lequel la majorité de la masse de l'Univers est présente sous forme de matière sombre et froide.

Les auteurs concluent : "plutôt que d'être anormales comme le suggèrent des travaux antérieurs, les distributions des galaxies elliptiques et à disques géantes dans l'univers local et par rapport au Plan supergalactique sont des prédictions clés du modèle ΛCDM."

Une fois de plus, qu'on l'accepte ou non, on ne peut pas écarter le rôle prédominant de la matière sombre pour expliquer la structure des galaxies à disques et celle de l'Univers à grande échelle. Un jour ou l'autre il faudra donc bien qu'on mettre la main sur cette composante élusive mais omniprésente. On y reviendra dans d'autres articles.

A plus d'un milliard d'années-lumière

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 de la Vierge 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 ci-dessous à gauche, en son centre brille la galaxie elliptique géante IC 1101 de magnitude apparente 14.7. Elle compte parmi les plus grandes galaxies de l'univers (hors radiogalaxies) avec un diamètre de 6 millions d'années-lumière soit 60 fois la Voie Lactée, et une masse dépassant 2000 fois celle de la Voie Lactée !

A gauche, l'amas Abell 2029 situé à 1.07 milliard d'années-lumière dans la constellation de la Vierge abrite en son centre l'une des plus grandes galaxies connues (hors radiogalaxies), IC 1101 (6 millions d'années-lumière de diamètre !). Au centre, l'amas de galaxies Abell 3827 situé à 1.3 milliard d'années-lumière dans la constellation de l'Indien (Indus). A droite, l'amas de galaxies ACO S 295 situé à 3.5 milliards d'années-lumière dans la constellation de l'Horloge (Horologium). Le champ couvre 2.41' x 2.05'. L'énorme masse des galaxies situées à l'avant joue l'effet de lentille gravitationnellement et amplifie la lumière d'autres galaxies encore plus éloignées situées derrière l'amas. Documents SDSS, NASA/ESA/STScI et NASA/ESA/HST.

L'amas Abell 3827 présenté ci-dessus à droite se situe à 1.3 milliard d'années-lumière dans la constellation de l'Indien (Indus). Les structures bleues entourant les galaxies centrales en interactions cataloguées ESO 146-5 (ESO 146-IG 005) sont les reflets produits par des lentilles gravitationnelles de deux galaxies beaucoup plus éloignées situées derrière l'amas.

Les observations réalisées grâce au télescope Gemini South ont montré que ESO 146-5 focalise gravitationnellement une galaxie située à 2.7 milliards d'années-lumière et une deuxième située à 5.1 milliards d'années-lumière. En appliquant la théorie de la relativité générale, ESO 146-5 représente 30 milliards de masses solaires, ce qui en fait l'une des galaxies les plus massives de l'univers visible.

 La forme inhabituelle de ces quatre galaxies suggère que chacun des noyaux brillants a été formé à partir de multiples collisions de galaxies plus petites dont les noyaux sont actuellement en cours de fusion pour former une seule galaxie elliptique géante.

Enfin, les observations indiquent que la matière sombre entourant l'une des galaxies elliptiques ne se déplace pas avec la galaxie elle-même, ce qui implique peut-être des interactions inconnues au coeur même de la matière sombre (cf. R.Massey et al., 2015).

L'amas Abell 2065 ou l'amas de la Couronne Boréale est situé à plus d'un milliard d'années-lumière. Il contient ~400 galaxies, la plus brillante étant de 16^e magnitude (ne pas le confondre avec le superamas de la Couronne Boréale ou CSC qui abrite 6 amas de galaxies).

Les sondages à grande échelle : POSS - SDSS - BOSS - eBOSS - LSST - COSMOS

DESI - DEEP - CFHTLS - PFS - Frontier Fields - Coma Cluster Treasury Survey

Européens : VDSS - VIPERS - 4MOST - eROSITA

L'amas de la Vierge (catalogue DESI DR9, unWISE W1/W2 NEO6).

L'amas Abell 68 présenté ci-dessous est situé à 2 milliards d'années-lumière et contient une lentille gravitationnelle. On la reconnaît aux nombreux arcs bleus situés près du centre et déformant l'image des galaxies bleues 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 !

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 sombre 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 les évolutions stellaire et galactiques notamment.

Ci-dessus, de gauche à droite, les amas de galaxies de l'Hydre (Abell 1060, 100 Mio) contenant notamment la galaxie NGC 3314A/B en interaction (dans la partie gauche de l'image), Persée (Abell 426, ~250 Mio), Hercule (Abell 2151, 450 Mio) et de la Vierge (centré sur la "chaîne de Markarian", ~65 Mio). Ci-dessous, les amas de Coma Berenices (Abell 1656, ~323 Mio), Abell 68 (2 Mds), Abell 1703 (3 Mds) et ZwCI 0024+1652 (4 Mds). Ces trois derniers contiennent des lentilles gravitationnelles (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, Ken Crawford, Howard Trottrier, B. et J.Fera, NOAO, NASA/ESA/STScI et NASA.

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 Brian Siana et le doctorant Anahita Alavi de l'Université de Californie à Riverside. Ce 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 bleues. 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.

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. Dans le cas contraire, 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. Si cela paraît suspect et inexpliqué, c'est une donnée intéressante qui ajoute une contrainte à nos modèles mais qu'il ne faut pas dogmatiser. En effet, les échantillons étudiés ne représentent que quelques galaxies et certainement pas la distribution moyenne de l'univers. Il peut donc s'agir de cas paticuliers. Il faut donc rester prudent avant de conclure et continuer à étudier d'autres galaxies très éloignées.

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. A droite, un agrandissement de ces petites galaxies bleues. Documents NASA/ESA/STScI et B.Siana/A.Alavi.

A ce sujet, nous verrons à propos de la matière sombre que selon les galaxies étudiées situées à plus de 9-10 milliards d'années-lumière, certaines présentent une courbe de rotation différente des galaxies beaucoup plus proches, mais d'autres présentent une courbe de rotation similaire. On peut donc déjà en déduire que la formation des galaxies dans ce lointain passé était similaire à celle qu'on observe dans les galaxies proches. Mais le sujet fait encore débat. 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).

D'Abell 370 à Saraswati

Nous connaissons l'amas de galaxies Abell 370 situé dans la constellation de la Baleine à z=0.375 ou ~4.1 milliards d'années-lumière présenté ci-dessous à droite. Il rassemble des centaines de galaxies dont une majorité d'elliptiques ainsi que des lentilles gravitationnelles qui projètent les images de galaxies encore plus lointaines. Imaginez maintenant un superamas de galaxies contenant 43 amas de ce type !

En 2017, une équipe d'astronomes dirigée par Joydeep Bagchi (en PDF sur arXiv) de l'IUCCA découvrit un nouveau superamas de galaxies à z~3 soit environ 3.4 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 ZwCI 2341.1+0000 et représente 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.

A gauche, un gros-plan (voici la vue générale) sur le superamas de Saraswati (situé au centre) situé à environ z~0.3 soit ~3.4 milliards d'années-lumière identifié en 2017 à partir des sondages spectroscopiques du SDSS. A droite, une photo de l'amas de galaxies Abell 370 situé dans la Baleine photographié par le HST en 2017 dans le cadre du projet Frontier Fields. Cet amas situé à z=0.375 soit à ~4.1 milliards d'années-lumière rassemble des centaines de galaxies dont une majorité d'elliptiques. Le superamas de Saraswati comprend 43 amas de ce type comme par exemple Abell 2631 et ZwCI 2341.1+0000 présentés ci-dessous. Documents J.Bagchi et al. (2017) et NASA/ESA/STScI.

Les astronomes doivent à présent comprendre comment une telle structure a pu se former à peine 4 milliards d'années après le Big Bang, une question qui restera ouverte tant que les télescopes ne pourront pas sonder et analyser l'univers très profond en haute résolution et modéliser son contenu avec précision. On reviendra sur ces superamas de galaxies dans l'article consacré à la structure de l'Univers.

Prochain chapitre

L'amas de Pandore, Abell 2744