Les
superamas et la structure à grande échelle
Les galaxies ont
tendance à vivre en groupes de quelques dizaines
de membres ou en amas de milliers de membres.
Que se passe-t-il au niveau supérieur, comment groupes et amas de galaxies se
répartissent-ils ?
Les superamas de galaxies
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 une taille de centaines de
millions d’années-lumière et contenant plusieurs dizaines de groupes et d’amas.
Le Groupe Local est ainsi membre
du Superamas Local, aussi appelé le Superamas de la Vierge, d’un diamètre de
100 millions d’années-lumière. On peut encore citer le superamas de
l’Hydre-Centaure à 200 millions d’années-lumière ou le superamas de Shapley, qui se trouve
à 500 millions d’années-lumière et dans la direction duquel le Groupe Local
dérive.
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
gravité n’est pas en expansion si l’attraction mutuelle est assez forte pour
résister. C’est le cas dans les groupes ou amas de galaxies. 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. Les amas s’éloignent donc lentement les uns
des autres et la taille des superamas augmente avec le temps.
La loi de Hubble
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 satisfaisant
car des effets de projection pouvait intervenir et fausser les résultats. En
effet, deux amas très séparées en réalité pouvaient sembler proches l’un de
l’autre 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 de ces amas.
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.
Ceci 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.
La structure à
grande échelle
Néanmoins, grâce
aux progrès dans les techniques d’observations, les premiers résultats
arrivèrent dans les années 1980 et révélèrent la répartition des amas de
galaxies à des échelles de centaines de millions d’années-lumière : la
structure à grande échelle. Les astronomes découvrirent alors que même à cette
échelle, la distribution de matière est très inhomogène. Il existe d’énormes
vides dans la répartition des superamas, des bulles gigantesques d’une
dimension de l’ordre de centaines de millions d’années-lumière, totalement
dépourvues d’amas 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.
Une vue de la
structure à grande échelle obtenue entre 1995 et 2002 par le 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 les superamas ainsi que
les grands vides très peu peuplés en forme de bulles. L’échelle du haut à
droite montre le décalage vers le rouge, celle du bas la distance en milliards
d’années-lumière. Crédit : 2dF
Galaxy Redshift Survey
Toutes ces
découvertes relativement récentes montrent que la structure à grande
échelle est bien plus complexe qu’on ne l’imaginait auparavant. L’origine de cette structure fait
partie des grands sujets de l’astrophysique contemporaine.
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