Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Amas de galaxies et superamas

Les plus grands systèmes liés gravitationnellement, formant le réseau cosmique et influençant les galaxies membres de l'amas

Les galaxies ne sont pas isolées dans l'Univers. Elles se regroupent en amas – d'énormes structures composées de centaines voire de milliers de galaxies, liées par la gravité. À une échelle plus large existent les superamas, qui rassemblent de nombreux amas dans les filaments du réseau cosmique. Ces structures gigantesques dominent les régions les plus denses de l'Univers, déterminent la distribution des galaxies et influencent chaque galaxie de l'amas. Cet article examine ce que sont les amas et superamas de galaxies, comment ils se forment et pourquoi ils sont importants pour comprendre la cosmologie à grande échelle et l'évolution des galaxies.

1. Définition des amas et superamas

1.1 Amas de galaxies : le noyau du réseau cosmique

Amas de galaxies – ce sont des systèmes gravitationnellement liés pouvant contenir de quelques dizaines à plusieurs milliers de galaxies. La masse totale des amas atteint généralement ∼1014–1015 M⊙. En plus des galaxies, ils contiennent :

  1. Halos de matière noire : La majeure partie de la masse de l'amas (~80–90 %) est constituée de matière noire.
  2. Milieu intra-amas chaud (ICM) : Gaz dilués et très chauffés (température 107–108 K), émettant dans le domaine des rayons X.
  3. Galaxies en interaction : Les galaxies d'un amas subissent un stripping de gaz en se déplaçant dans le milieu chaud (ram-pressure stripping), du « harassment » ou des fusions, car la fréquence des collisions est élevée.

Les amas sont souvent détectés en recherchant une forte concentration de galaxies dans des enquêtes optiques, en observant les rayons X de l'ICM ou en utilisant le effet Sunyaev–Zel’dovich – la distorsion des photons du fond diffus cosmologique par les électrons chauds dans l'amas.

1.2 Superamas : structures plus lâches et plus grandes

Superamas ne sont pas entièrement liés gravitationnellement, ce sont plutôt des associations lâches d'amas et de groupes de galaxies reliés par des filaments. Ils s'étendent sur plusieurs dizaines à centaines de mégaparsecs, montrant la structure à la plus grande échelle de l'Univers ainsi que les nœuds les plus denses du réseau cosmique. Bien que certaines parties d'un superamas puissent être liées entre elles, toutes les régions de ces structures ne seront pas nécessairement virialisées sur des échelles de temps cosmologiques, à moins qu'elles ne soient complètement formées.

2. Formation et évolution des amas

2.1 Croissance hiérarchique dans le modèle ΛCDM

Selon le modèle cosmologique actuel (ΛCDM), les halos de matière noire croissent de manière hiérarchique : d'abord se forment des halos plus petits qui fusionnent, formant ainsi progressivement des groupes et amas de galaxies. Les étapes principales :

  1. Fluctuations de densité précoces : De faibles différences de densité, formées après l'inflation, s'« estompent » progressivement.
  2. Stade des groupes : Les galaxies se rassemblent d'abord en groupes (~1013 M⊙), qui rejoignent ensuite des halos supplémentaires.
  3. Stade de l'amas : Lorsque les groupes fusionnent, des amas se forment, dont le potentiel gravitationnel est suffisamment profond pour retenir le ICM chaud.

Les plus grands halos d'amas peuvent continuer à croître en incorporant davantage de galaxies ou en fusionnant avec d'autres amas, formant les structures les plus massives liées gravitationnellement de l'Univers [1].

2.2 Milieu intracluster et chauffage

Lorsque des groupes fusionnent en amas, le gaz entrant est chauffé par choc à la température virielle, atteignant des dizaines de millions de degrés, créant une source de rayons X — le milieu intracluster chaud (ICM). Ce plasma affecte significativement les galaxies de l'amas, par exemple via l'effet de ram-pressure stripping.

2.3 Amas relaxés et non relaxés

Certains amas ayant subi de grandes fusions dans le passé sont dits « relaxés », avec une émission X uniforme et un potentiel gravitationnel profond unique. D'autres montrent des sous-structures évidentes, témoignant de collisions en cours ou récentes — des fronts de choc dans l'ICM ou plusieurs concentrations galactiques distinctes indiquent un amas non relaxé (unrelaxed) (par ex., l'« Amas de la Balle ») [2].

3. Caractéristiques d'observation

3.1 Rayonnement X

L'ICM chaud dans les amas est une source puissante de rayons X. Des télescopes comme Chandra et XMM-Newton observent :

  • Rayonnement thermique des charges libres (bremsstrahlung) : Électrons chauds émettant dans la gamme des rayons X.
  • Abondance chimique : Lignes spectrales montrant les éléments lourds (O, Fe, Si) dispersés par les supernovas dans les galaxies de l'amas.
  • Profil de l'amas : Distribution de la densité et de la température du gaz, permettant de reconstruire la distribution de masse et l'histoire des fusions.

3.2 Enquêtes optiques

Une forte concentration de galaxies rouges elliptiques au centre de l'amas est caractéristique des amas. Les études spectrales aident à détecter les amas riches (par ex., Coma) grâce au décalage vers le rouge concentré des membres confirmés. On trouve souvent au centre de l'amas une galaxie massive appelée « Galaxie la plus brillante de l'amas » (BCG), indiquant un puits gravitationnel profond.

3.3 Effet Sunyaev–Zel’dovich (SZ)

Les électrons chauds de l'ICM peuvent interagir avec les photons du fond diffus cosmologique, leur transmettant un peu plus d'énergie. Cela crée l'effet distinctif SZ, qui diminue l'intensité du CMB le long de la ligne de l'amas. Cette méthode permet de détecter les amas presque indépendamment de leur distance [3].

4. Effet sur les galaxies des amas

4.1 « Arrachage » du gaz (pression dynamique) et extinction

Lorsqu'une galaxie se déplace à grande vitesse à travers un ICM dense et chaud, le gaz est « arraché ». Cela entraîne une perte de carburant pour la formation d'étoiles, donnant ainsi des galaxies elliptiques ou S0 pauvres en gaz, « rouges et inactives ».

4.2 « Harassment » et interactions de marée

Dans les environnements de groupes denses, les passages rapprochés de galaxies peuvent perturber les disques stellaires, former des déformations ou des barres. Cette dynamique répétée de « harassment » réchauffe progressivement la partie spirale des étoiles et la transforme en lenticulaire (S0) [4].

4.3 BCG et membres brillants

Les galaxies les plus brillantes des amas (BCG), généralement situées près du centre de l'amas, peuvent croître significativement par « cannibalisme galactique » — en absorbant des satellites ou en fusionnant avec d'autres membres massifs. Elles présentent des halos stellaires très étendus et souvent des trous noirs supermassifs, émettant de puissants jets radio ou une activité AGN.

5. Superamas et toile cosmique

5.1 Filaments et vides

Les superamas relient les amas via des filaments de galaxies et de matière noire, tandis que les vides remplissent les espaces plus rares. Cette « toile » du réseau provient de la distribution à grande échelle de la matière noire, déterminée par les fluctuations initiales de densité [5].

5.2 Exemples de superamas

  • Superamas local (LSC) : Comprend les amas de la Vierge (Virgo), notre Groupe local (où se trouve la Voie lactée) et d'autres groupes proches.
  • Superamas de Shapley : L'un des plus massifs dans l'Univers local (~200 Mpc de distance).
  • Sloan Great Wall : Une structure de superamas gigantesque, découverte dans les enquêtes Sloan Digital Sky Survey.

5.3 Connectivité gravitationnelle ?

De nombreux superamas ne sont pas entièrement virialisés – ils peuvent « se disperser » en raison de l'expansion de l'Univers. Seules certaines parties plus denses des superamas s'effondrent finalement en halos d'amas futurs. En raison de l'expansion accélérée, les filaments à grande échelle peuvent être amenés à « s'étirer » et à s'amincir, se détachant progressivement de leur environnement sur des échelles de temps cosmiques.

6. Cosmologie des amas

6.1 Fonction de masse des amas

En comptant les amas en fonction de la masse et du décalage vers le rouge, les cosmologistes testent :

  1. La densité de matière (Ωm) : Une densité plus élevée signifie plus d'amas.
  2. L'énergie noire : Le taux de croissance des structures (y compris les amas) dépend des propriétés de l'énergie noire.
  3. σ8 : L'amplitude des fluctuations de densité initiales détermine la rapidité de formation des amas [6].

Les études en rayons X et SZ permettent de déterminer précisément les masses des amas, fournissant ainsi des contraintes strictes sur les paramètres cosmologiques.

6.2 Lentille gravitationnelle

La lentille gravitationnelle à l'échelle des amas aide également à estimer la masse de l'amas. Une forte lentille forme d'énormes sources en forme d'arc ou des images multiples, tandis qu'une faible lentille déforme légèrement les formes des galaxies d'arrière-plan. Ces mesures confirment que la matière ordinaire (visible) ne constitue qu'une petite fraction de la masse des amas — la matière noire domine.

6.3 Fraction baryonique et CMB

Le rapport entre la masse de gaz (baryons) et la masse totale de l'amas indique une fraction baryonique universelle, que nous comparons aux données du fond diffus cosmologique (CMB). Ces études confirment constamment le modèle ΛCDM et affinent le bilan baryonique de l'Univers [7].

7. Évolution des amas et superamas au fil du temps

7.1 Protoclusters à haut décalage vers le rouge

En observant des galaxies lointaines (à haut z), on détecte des protoclusters – des concentrations denses de jeunes galaxies, susceptibles de « s'effondrer » bientôt en amas à part entière. Certaines galaxies à formation d'étoiles intense ou AGN autour de z∼2–3 sont trouvées dans ces régions denses, annonçant les amas massifs actuels. JWST et les grands télescopes terrestres détectent de plus en plus ces protoclusters, identifiant de petites zones du ciel avec les groupes de « décalage vers le rouge » les plus riches en galaxies et une formation d'étoiles active.

7.2 Fusions d'amas

Les amas peuvent fusionner entre eux, formant des systèmes extrêmement massifs – les « collisions d'amas » génèrent des fronts d'onde dans le milieu intra-amas (par ex., l'« amas Bullet ») et révèlent des structures de sous-halos. Ce sont les plus grands événements liés gravitationnellement dans l'Univers, libérant d'énormes quantités d'énergie qui chauffent le gaz et réorganisent les galaxies.

7.3 L'avenir des superamas

Avec l'expansion de l'Univers (dominée par l'énergie noire), il est probable qu'une grande partie des superamas ne s'effondreront jamais. À l'avenir, les fusions d'amas continueront à former d'énormes halos virialisés, mais les parties les plus massives des filaments pourraient s'étirer et s'amincir, isolant finalement ces méga-structures comme des « univers séparés ».

8. Exemples les plus connus d'amas et de superamas

  • Amas de la Coma (Abell 1656) : Amas massif et riche (~300 millions d'années-lumière), célèbre pour son grand nombre de galaxies elliptiques et S0.
  • Amas de la Vierge (Virgo) : Amas riche le plus proche (~55 millions d'années-lumière), comprenant la gigantesque elliptique M87. Il fait partie du superamas local.
  • Amas Bullet (1E 0657-558) : Montre la collision de deux amas, où le gaz en rayons X est décalé par rapport aux concentrations de matière noire (détectées par lentille gravitationnelle) — une preuve importante de l'existence de la matière noire [8].
  • Superamas de Shapley : L'un des plus grands superamas connus, s'étendant sur ~200 Mpc, constitué d'un réseau d'amas liés.

9. Résumé et perspectives d'avenir

Amas de galaxies – les plus grandes structures liées gravitationnellement – sont les nœuds les plus denses du réseau cosmique, montrant comment la matière à grande échelle s'organise. Ils abritent des interactions complexes entre galaxies, matière noire et milieu interamas chaud, entraînant des changements morphologiques et la « suppression » de la formation d'étoiles dans les amas. Par ailleurs, les superamas représentent une structure encore plus vaste de ces nœuds massifs et des filaments, illustrant l'ossature du réseau cosmique.

En observant les masses des amas, en analysant l'émission en rayons X et SZ et en évaluant le lentillage gravitationnel, les scientifiques déterminent les principaux paramètres cosmologiques, notamment la densité de la matière noire ou les propriétés de l'énergie noire. Les projets futurs (par exemple, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) fourniront des milliers de nouvelles découvertes d'amas, affinant encore davantage les modèles cosmiques. Parallèlement, des observations profondes permettront de détecter les protoclusters aux époques précoces et de suivre plus en détail comment les structures à l'échelle des superamas évoluent dans un Univers en expansion rapide.

Bien que les galaxies elles-mêmes soient magnifiques, leur structure collective dans les amas massifs et les superamas étendus montre que l'évolution cosmique est un phénomène global où l'environnement, l'effondrement gravitationnel et le feedback se conjuguent pour former les plus grandes structures connues de l'Univers.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). « Condensation du noyau dans les halos massifs – Une théorie en deux étapes pour la formation des galaxies et le problème des satellites manquants. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). « Contraintes directes sur la section efficace d'auto-interaction de la matière noire à partir de la fusion de l'amas de galaxies 1E 0657–56. » The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). « L'interaction de la matière et du rayonnement dans un univers en expansion. » Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). « Transformation morphologique par le harcèlement galactique. » The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). « Comment les filaments sont tissés dans la toile cosmique. » Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). « Paramètres cosmologiques issus des observations des amas de galaxies. » Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). « Chandra Cluster Cosmology Project III : Contraintes sur les paramètres cosmologiques. » The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). « Reconstruction de la masse par lentille faible de l'amas en interaction 1E 0657–558 : preuve directe de l'existence de la matière noire. » The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
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