Les filaments, les « feuillets » et les immenses régions vides s'étendant sur des échelles gigantesques sont le reflet des graines de densité primordiales
En observant le ciel nocturne, les milliards d'étoiles que nous voyons appartiennent principalement à notre Voie lactée. Mais au-delà de notre galaxie s'ouvre un spectacle encore plus vaste – le réseau cosmique – un immense « tissu » d'amas de galaxies, de filaments et de vides s'étendant sur des centaines de millions d'années-lumière. Cette structure à grande échelle provient de minuscules fluctuations de densité dans l'Univers primordial, amplifiées par la gravité au fil du temps cosmique.
Dans cet article, nous discuterons de la formation des amas de galaxies, de leur intégration dans le réseau cosmique composé de filaments et de « feuillets », ainsi que de la nature des immenses vides entre eux. En comprenant la distribution de la matière à grande échelle, nous révélons les aspects fondamentaux de l'évolution et de la structure de l'Univers.
1. Formation des structures à grande échelle
1.1 Des fluctuations primordiales au réseau cosmique
Peu après le Big Bang, l'Univers était extrêmement chaud et dense. De minuscules fluctuations quantiques, peut-être issues de l'inflation, ont créé de faibles sur- et sous-densités dans une matière et un rayonnement presque uniformément répartis. Plus tard, la matière noire a commencé à s'accumuler dans ces régions excédentaires ; à mesure que l'Univers s'étendait et refroidissait, la matière baryonique (ordinaire) s'est effondrée dans les « puits gravitationnels » de la matière noire, accentuant les différences de densité.
C'est ainsi que s'est formé le réseau cosmique que nous connaissons aujourd'hui :
- Filaments : Longs et étroits filaments de galaxies et de groupes de galaxies, s'étendant le long des « colonnes vertébrales » de la matière noire.
- Feuillets (« Walls ») : Structures bidimensionnelles situées entre les filaments.
- Voids : Régions immenses à faible densité, contenant peu de galaxies ; elles occupent la majeure partie du volume de l'Univers.
1.2 Système ΛCDM
Le modèle cosmologique le plus accepté ΛCDM (Lambda matière noire froide) affirme que l'énergie noire (Λ) est responsable de l'accélération de l'expansion de l'Univers, tandis que la matière noire non relativiste (froide) domine la formation des structures. Dans ce scénario, les structures se forment hiérarchiquement — les halos plus petits fusionnent pour former des halos plus grands, créant les grandes structures que nous observons. La distribution des galaxies à ces échelles correspond étroitement aux résultats des simulations cosmologiques modernes, confirmant les prédictions du ΛCDM.
2. Amas de galaxies : géants du réseau cosmique
2.1 Définition et propriétés
Amas de galaxies – les structures les plus massives liées gravitationnellement de l'Univers, contenant généralement des centaines voire des milliers de galaxies sur plusieurs mégaparsecs. Principales caractéristiques :
- Beaucoup de matière noire : ~80–90 % de la masse de l'amas est constituée de matière noire.
- Matière intracluster chaude (ICM) : Les observations aux rayons X révèlent d'énormes quantités de gaz chaud (107–108 K) remplissant l'espace entre les galaxies.
- Liaison gravitationnelle : Une masse totale suffisante maintient les membres liés malgré l'expansion de l'Univers, faisant de l'amas une sorte de « système fermé » sur des échelles de temps cosmiques.
2.2 Formation par croissance hiérarchique
Les amas croissent en accrétant des groupes plus petits et en fusionnant avec d'autres amas. Ce processus se poursuit à l'époque actuelle. Comme les amas se forment aux nœuds du réseau cosmique (où se croisent les structures filamenteuses), ils deviennent les « villes » de l'Univers, et les filaments environnants leur fournissent matière et galaxies.
2.3 Méthodes d'observation
Il existe plusieurs méthodes par lesquelles les astronomes détectent et étudient les amas de galaxies :
- Enquêtes optiques : Dans les grandes études de décalage vers le rouge, comme SDSS, DES ou DESI, on recherche de grandes concentrations de galaxies.
- Observations en rayons X : Le gaz chaud entre les amas émet des rayons X intenses, rendant les missions Chandra et XMM-Newton particulièrement importantes pour détecter les amas.
- Effet de lentille gravitationnelle : La masse énorme d'un amas déforme la lumière des objets d'arrière-plan, fournissant un moyen indépendant de déterminer la masse totale de l'amas.
Les amas agissent comme des laboratoires cosmiques importants – en mesurant leur nombre et leur distribution à différentes époques, on peut obtenir des paramètres fondamentaux de la cosmologie (par exemple, l'amplitude des fluctuations de densité σ8, la densité de matière Ωm et les propriétés de l'énergie noire).
3. Réseau cosmique : filaments, « feuillets » et vides
3.1 Filaments : autoroutes de la matière
Filaments – structures allongées en forme de cordes composées de matière noire et de baryons, guidant le mouvement des galaxies et des gaz vers les centres des amas. Ils peuvent s'étendre de quelques à plusieurs dizaines ou centaines de mégaparsecs. Le long de ces filaments, de petits groupes de galaxies et des amas « pendent » comme des « perles sur un fil », où la masse est encore plus concentrée aux intersections.
- Contraste de densité : Dans les filaments, la densité dépasse de plusieurs à plusieurs dizaines de fois la moyenne cosmique, bien qu'ils ne soient pas aussi denses que les amas.
- Flux de gaz et de galaxies : La gravité pousse les gaz et les galaxies à se déplacer le long des filaments vers les nœuds massifs (amas).
3.2 « Feuillets » ou « Walls »
Feuillets (ou « Walls »), situés entre les filaments, sont des structures bidimensionnelles à grande échelle. Certains cas observés, comme le Great Wall, s'étendent sur des centaines de mégaparsecs. Bien qu'ils ne soient pas aussi étroits ou denses que les filaments, ils relient les zones entre les filaments plus rares et les vides.
3.3 Vides : régions de « cavitation » cosmique
Vides – d'immenses espaces presque vides où le nombre de galaxies est bien inférieur à celui des filaments ou des amas. Leur taille peut atteindre des dizaines de mégaparsecs, occupant la majeure partie du volume de l'Univers, mais ne contenant qu'une petite fraction de la masse.
- Structure dans les vides : Les vides ne sont pas complètement vides. On y trouve aussi des galaxies naines ou de petits filaments, mais la densité peut être environ 5 à 10 fois inférieure à la moyenne.
- Importance pour la cosmologie : Les vides sont sensibles à la nature de l'énergie noire, aux modèles alternatifs de gravité et aux fluctuations de densité à petite échelle. Récemment, les vides sont devenus un nouveau terrain pour tester les déviations du modèle standard ΛCDM.
4. Preuves confirmant le réseau cosmique
4.1 Enquêtes de décalage vers le rouge des galaxies
Les grandes enquêtes de décalage vers le rouge, menées à la fin des années 80 et au début des années 90 (par ex. CfA Redshift Survey), ont révélé des concentrations de galaxies appelées « Great Walls » et des régions vides, désormais appelées vides cosmiques. Les programmes actuels de plus grande envergure, tels que 2dFGRS, SDSS, DESI, ont étudié des millions de galaxies, ne laissant aucun doute que leur distribution correspond au motif du réseau créé par les simulations cosmiques.
4.2 Fond diffus cosmologique (CMBA)
Les études des anisotropies du CMBA (Planck, WMAP et missions antérieures) confirment les propriétés initiales des fluctuations. Lorsque ces fluctuations sont projetées dans le temps dans les simulations, elles évoluent vers la structure du réseau cosmique. La grande précision des mesures du CMBA permet de déterminer la nature des graines de densité qui déterminent la structure à grande échelle.
4.3 Lentille gravitationnelle et lentille faible
Les études de lentille faible suivent de légères distorsions de la forme des galaxies de fond causées par la matière intermédiaire. CFHTLenS, KiDS et d'autres projets ont révélé que la masse se distribue selon la même structure de réseau dessinée par la distribution des galaxies, confirmant davantage que la matière noire se répartit à grande échelle de manière similaire aux baryons.
5. Approches théoriques et de simulation
5.1 Simulations N-corps
Dans les simulations N-corps de matière noire, le « squelette » du réseau cosmique apparaît naturellement, où des milliards de particules s'effondrent gravitationnellement pour former halos et filaments. Points clés :
- Apparition du « réseau » : Les filaments relient les régions denses (amas, groupes), reflétant la dynamique gravitationnelle des flux provenant des régions externes.
- Voids : Ils se forment dans des régions peu denses où les flux de matière repoussent la matière, accentuant ainsi les vides.
5.2 Hydrodynamique et formation des galaxies
En ajoutant la hydrodynamique (physique des gaz, formation d'étoiles, feedback) aux codes N-corps, on observe mieux comment les galaxies se distribuent dans le réseau cosmique :
- Apport filamentaire de gaz : Dans de nombreuses simulations, le gaz froid s'écoule en filaments vers les galaxies en formation, stimulant la formation d'étoiles.
- Effet du feedback : Les vents des supernovas et des AGN peuvent perturber ou chauffer le gaz entrant, modifiant ainsi la structure locale du réseau.
5.3 Problèmes restants
- Questions à petite échelle : Des phénomènes comme le « core-cusp » ou le « too-big-to-fail » révèlent des divergences entre les prédictions ΛCDM et certaines observations de galaxies locales.
- Vides cosmiques : La modélisation détaillée de la dynamique des vides et des petites structures qu'ils contiennent reste un domaine de recherche intense.
6. Évolution temporelle du réseau cosmique
6.1 Période précoce : grands décalages vers le rouge
Juste après la réionisation (z ∼ 6–10), le réseau cosmique n'était pas encore aussi marqué, mais il était visible à travers la distribution des petits halos et des galaxies en formation. Les filaments pouvaient être plus étroits, plus rares, mais ils canalisaient quand même les flux de gaz vers les centres protogalactiques.
6.2 Réseau en maturation : décalages vers le rouge intermédiaires
Vers z ∼ 1–3, les structures filamenteuses sont déjà beaucoup plus marquées, alimentant des galaxies à formation d'étoiles rapide. Les amas se forment rapidement et fusionnent pour créer des structures toujours plus massives.
6.3 Période actuelle : nœuds et expansion des vides
Aujourd'hui, nous observons des amas matures comme des nœuds du réseau, tandis que les vides se sont considérablement étendus sous l'effet de l'énergie noire. Beaucoup de galaxies se trouvent dans des filaments denses ou des environnements d'amas, mais certaines restent isolées au cœur des vides, évoluant de manière très différente.
7. Les amas de galaxies comme traceurs cosmologiques
Car les amas de galaxies – les structures liées les plus massives – sont très sensibles à leur abondance à différentes époques de l'Univers :
- Densité de la matière noire (Ωm) : Plus de matière signifie une formation plus intense des amas.
- Amplitude des fluctuations de densité (σ8) : Des fluctuations plus fortes entraînent une apparition plus rapide des halos massifs.
- Énergie noire : Elle influence le taux de croissance des structures. Plus il y a d'énergie noire dans l'Univers, plus la formation des amas est ralentie à des époques tardives.
Ainsi, les données d'observation des amas de galaxies, c'est-à-dire leur nombre, leur masse (mesurée par rayons X, lentilles gravitationnelles ou effet Sunyaev–Zel’dovich) et leur évolution avec le décalage vers le rouge, permettent de déterminer des paramètres cosmologiques solides.
8. Réseau cosmique et évolution des galaxies
8.1 Conditions environnementales
L'environnement du réseau cosmique influence fortement l'évolution des galaxies :
- Dans les centres des amas : Une grande différence de vitesses, la pression de ram et les fusions éteignent souvent la formation d'étoiles, ce qui explique la présence de nombreuses grandes galaxies elliptiques.
- «Alimentation» à partir des filaments : Les galaxies spirales peuvent continuer à former activement des étoiles si elles reçoivent constamment de nouveaux gaz des filaments.
- Les galaxies des vides : isolées, à évolution plus lente, conservant plus longtemps leur gaz et poursuivant la formation d'étoiles dans le futur cosmique.
8.2 Enrichissement chimique
Les galaxies formées dans des nœuds denses subissent de nombreuses explosions d'étoiles et rétroactions, expulsant des métaux dans le milieu intergalactique ou les filaments. Même les galaxies des vides sont légèrement enrichies par des écoulements sporadiques ou des flux cosmiques, bien que plus lentement que dans les régions plus denses.
9. Directions futures et observations
9.1 Enquêtes majeures de nouvelle génération
LSST, Euclid et le télescope spatial Nancy Grace Roman étudieront des milliards de galaxies, fournissant une image 3D extrêmement précise de la trame cosmique. Des données de lentillage améliorées permettront de mieux déterminer la distribution de la matière noire.
9.2 Observations profondes des filaments et des vides
La détection du « Warm–Hot Intergalactic Medium (WHIM) » dans les filaments reste difficile. Les futures missions en rayons X (par exemple, Athena) et une spectroscopie améliorée dans l'UV ou les rayons X pourraient révéler la bruine des ponts gazeux entre galaxies, montrant finalement les « baryons manquants » dans le réseau cosmique.
9.3 Cosmologie précise des vides
Se développe également le domaine de la cosmologie des vides, visant à utiliser les propriétés des vides (distribution des tailles, formes, flux de vitesse) pour tester des théories alternatives de la gravité, des modèles d'énergie noire et d'autres variantes non-ΛCDM.
10. Conclusion
Les amas de galaxies, visibles aux nœuds du réseau cosmique, ainsi que les filaments, les « feuilles » et les vides situés entre eux, forment la « structure » principale de l'Univers à très grande échelle. Ces structures sont nées de faibles fluctuations de densité dans l'Univers primordial, amplifiées par la gravité agissant sur la matière noire et l'expansion causée par l'énergie noire.
Aujourd'hui, nous observons un réseau cosmique dynamique, rempli d'amas gigantesques, de filaments tissés contenant de nombreuses galaxies, et de vastes régions presque vides. Ces formes gigantesques de « construction » reflètent non seulement l'importance des lois gravitationnelles à l'échelle intergalactique, mais sont aussi essentielles pour tester les modèles cosmologiques et comprendre comment les galaxies évoluent dans les régions les plus denses ou les plus rares de l'Univers.
Liens et lectures complémentaires
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). « How filaments are woven into the cosmic web. » Nature, 380, 603–606.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). « A slice of the universe. » The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Springel, V., et al. (2005). « Simulations de la formation, de l’évolution et du regroupement des galaxies et des quasars. » Nature, 435, 629–636.
- Cautun, M., et al. (2014). « The cold dark matter cosmic web. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
- Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). « Cosmic Voids : Structure, Dynamique et Galaxies. » International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.