Notes sur les galaxies en astronomie:  les superamas - la structure - la grande échelle, Notes de Astronomie
Caroline_lez
Caroline_lez10 January 2014

Notes sur les galaxies en astronomie: les superamas - la structure - la grande échelle, Notes de Astronomie

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Notes d'astronomie sur les galaxies en astronomie: les superamas - la structure - la grande échelle. Les principaux thèmes abordés sont les suivants: Les superamas, La structure à grande échelle, Les observations, Les d...
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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.

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.

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