Comment de faibles contrastes de densité ont grandi sous l'effet de la gravité, créant les conditions pour l'apparition des étoiles, galaxies et amas
Depuis l'époque du Big Bang, l'Univers est passé d'un état presque parfaitement homogène à une mosaïque cosmique d'étoiles, de galaxies et d'amas gigantesques liés par la gravité. Cependant, toutes ces grandes structures ont émergé de petites fluctuations de densité — initialement de très faibles inhomogénéités de matière, renforcées au fil du temps par l'instabilité gravitationnelle. Cet article explore comment ces légères inhomogénéités sont apparues, comment elles ont évolué et pourquoi elles sont cruciales pour comprendre la formation riche et variée des grandes structures de l'Univers.
1. Origine des fluctuations de densité
1.1 Inflation et graines quantiques
L'une des principales théories de l'Univers primordial – l'inflation cosmique – affirme qu'immédiatement après le Big Bang, l'Univers a connu une expansion exponentielle extrêmement rapide. Pendant l'inflation, les fluctuations quantiques dans le champ d'inflaton (le champ responsable de l'inflation) ont été étirées à des échelles cosmiques. Ces faibles déviations de densité d'énergie se sont « figées » dans l'espace-temps, devenant les graines primordiales de toute structure ultérieure.
- Invariance d'échelle : L'inflation prédit que ces fluctuations de densité sont presque invariantes d'échelle, c'est-à-dire que leur amplitude est approximativement constante sur une large gamme d'échelles.
- Gaussianité : Les observations montrent que les fluctuations primordiales étaient majoritairement gaussiennes, indiquant l'absence d'un fort « regroupement » ou d'asymétrie dans la distribution de ces fluctuations.
À la fin de l'inflation, ces fluctuations quantiques se sont efficacement transformées en perturbations classiques de densité, se sont propagées dans tout l'Univers et sont devenues la base de la formation des galaxies, amas et superamas après des millions et des milliards d'années.
1.2 Preuves du fond diffus cosmologique (FDC)
Le fond diffus cosmologique nous donne une image de l'Univers environ 380 000 ans après le Big Bang — lorsque les électrons libres et les protons se sont recombinés (recombinaison), permettant aux photons de se propager librement. Les mesures détaillées de COBE, WMAP et Planck ont révélé des fluctuations de température d'une amplitude d'environ une partie sur 105. Ces variations de température reflètent les contrastes de densité primordiaux durant la phase initiale du plasma.
Conclusion principale : L'amplitude de ces fluctuations et le spectre angulaire de puissance correspondent parfaitement aux prédictions des modèles inflationnaires et d'un Univers dominé par la matière noire et l'énergie noire [1,2,3].
2. Croissance des fluctuations de densité
2.1 Théorie des perturbations linéaires
Après l'inflation et la recombinaison, les fluctuations de densité étaient suffisamment faibles (δρ/ρ « 1) pour être étudiées avec les méthodes de la théorie des perturbations linéaires qui s'étendent dans l'Univers. Deux facteurs essentiels ont déterminé l'évolution de ces fluctuations :
- Domination de la matière et du rayonnement : Pendant les époques de domination du rayonnement (dans l'Univers primordial), la pression des photons s'opposait à la concentration de matière, limitant la croissance des surdensités. Après le passage à la domination de la matière (quelques dizaines de milliers d'années après le Big Bang), les fluctuations de matière ont pu croître plus rapidement.
- Matière noire : Contrairement aux photons ou aux particules relativistes, la matière noire froide (CDM) ne ressent pas la pression de radiation ; elle peut commencer à s'effondrer plus tôt et plus efficacement. Ainsi, la matière noire crée une « structure » suivie plus tard par la matière baryonique (ordinaire).
2.2 Passage au régime non linéaire
À mesure que les fluctuations s'amplifient, les régions plus denses deviennent encore plus denses, jusqu'à sortir du régime de croissance linéaire et subir un effondrement non linéaire. En régime non linéaire, la gravité devient plus importante que les hypothèses de la théorie linéaire :
- Formation des halos : De petites concentrations de matière noire s'effondrent en « halos », où les baryons refroidissent ensuite et forment des étoiles.
- Hiérarchie d'assemblage : Dans de nombreux modèles cosmologiques (notamment ΛCDM), les structures se forment de bas en haut : d'abord de plus petites, elles s'assemblent pour former des structures plus grandes — galaxies, groupes et amas.
Pour l'évolution non linéaire, on utilise souvent des simulations N-corps (par ex., Millennium, Illustris, EAGLE), qui suivent l'interaction gravitationnelle de millions ou milliards de « particules » de matière noire [4]. Ces simulations révèlent des structures filamenteuses appelées réseau cosmique.
3. Rôles de la matière noire et de la matière baryonique
3.1 Matière noire – structure gravitationnelle
De nombreuses preuves (courbes de rotation, lentilles gravitationnelles, champs de vitesse cosmiques) montrent que la majeure partie de la matière de l'Univers est constituée de matière noire, qui n'interagit pas électromagnétiquement mais exerce une influence gravitationnelle [5]. Comme la matière noire agit comme une « matière collisionless » et était déjà « froide » (non relativiste) tôt :
- Effet de concentration : La matière noire s'accumule plus efficacement que la matière chaude ou tiède, ce qui permet la formation de structures à plus petite échelle.
- Structure des halos : Les concentrations de matière noire deviennent des puits gravitationnels, attirant ensuite la matière baryonique (gaz et poussières), qui refroidit et forme des étoiles et des galaxies.
3.2 Physique baryonique
Lorsque le gaz pénètre dans les halos de matière noire, d'autres processus commencent :
- Refroidissement radiatif : Le gaz perd de l'énergie en rayonnant (par exemple, émission atomique), ce qui lui permet de continuer à se contracter.
- Formation stellaire : À mesure que la densité augmente, des étoiles se forment dans les régions les plus denses, illuminant les protogalaxies.
- Rétroaction : L'énergie des supernovas, des vents stellaires et des noyaux actifs peut chauffer et expulser le gaz, régulant les phases futures de formation stellaire.
4. Formation hiérarchique des grandes structures
4.1 Des petites graines aux amas massifs
Le modèle ΛCDM (Lambda Cold Dark Matter) largement utilisé explique comment les structures se forment « de bas en haut ». Les petits halos précoces fusionnent progressivement pour former des systèmes plus massifs :
- Galaxies naines : Parmi les premiers objets de formation stellaire, fusionnés plus tard en galaxies plus grandes.
- Galaxies de type Voie lactée : Formées par la fusion de nombreux sous-halos plus petits.
- Amas de galaxies : Amas composés de centaines ou milliers de galaxies, formés par la fusion de halos de niveau groupe.
4.2 Confirmation observationnelle
Les astronomes, en observant des amas en fusion (par exemple, les amas Bullet, 1E 0657–558) et les données des grands relevés (par exemple, SDSS, DESI), qui recensent des millions de galaxies, confirment le réseau cosmique prédit par les théories. Au fil du temps cosmique, les galaxies et les amas ont grandi avec l'expansion de l'Univers, laissant leurs traces dans la distribution de la matière observable aujourd'hui.
5. Caractérisation des fluctuations de densité
5.1 Spectre de puissance
Un des outils principaux de la cosmologie est le spectre de puissance de la matière P(k), qui décrit comment les fluctuations varient en fonction de l'échelle spatiale (nombre d'onde k) :
- À plus grandes échelles : Les fluctuations restent linéaires pendant la majeure partie de l'histoire de l'Univers, reflétant des conditions presque primordiales.
- À plus petites échelles : Les interactions non linéaires dominent, formant des structures hiérarchiques plus anciennes.
Les mesures du spectre de puissance issues des anisotropies du CMB, des relevés de galaxies et des données de la forêt Lyman-alpha concordent parfaitement avec le modèle ΛCDM [6,7].
5.2 Oscillations acoustiques baryoniques (BAO)
Dans l'Univers primordial, les oscillations photon-baryon ont laissé une empreinte détectable sous la forme d'une échelle caractéristique (échelle BAO) dans la distribution des galaxies. En observant les « pics » BAO dans les amas de galaxies :
- Affinement des détails de la croissance des fluctuations dans le temps cosmique.
- Décrit le rythme de l'histoire d'expansion de l'Univers (c.-à-d. l'énergie noire).
- Cette échelle devient la « règle » standard pour mesurer les distances cosmiques.
6. Des fluctuations primordiales à l'architecture cosmique
6.1 Réseau cosmique
Comme le montrent les simulations, la matière de l'Univers se dispose en un réseau constitué de filaments et de couches, entrelacés avec de grandes vides :
- Filaments (filaments) : Chaînes de matière noire et de galaxies reliant les amas.
- Pancakes (couches) : Structures bidimensionnelles à une échelle un peu plus large.
- Voids (vides) : Régions de densité plus faible, presque vides, comparées aux intersections plus denses des filaments.
Ce réseau cosmique est le résultat direct de l'amplification gravitationnelle des fluctuations, dictée par la dynamique de la matière noire [8].
6.2 Interaction entre rétroactions et évolution des galaxies
Avec le début de la formation stellaire, le tableau se complique considérablement à cause des rétroactions (vents stellaires, éjections de supernovae, etc.). Les étoiles enrichissent le milieu intergalactique en éléments lourds (métaux), modifiant la chimie des futures étoiles. Les puissantes éjections peuvent freiner voire interrompre complètement la formation stellaire dans les galaxies massives. Ainsi, la physique baryonique joue un rôle de plus en plus important, déterminant l'évolution des galaxies et surpassant la mécanique initiale de formation des halos.
7. Recherches actuelles et orientations futures
7.1 Simulations à haute résolution
Les simulations de nouvelle génération sur superordinateurs (par ex., IllustrisTNG, Simba, EAGLE) intègrent de plus en plus profondément l'hydrodynamique, la formation d'étoiles et les rétroactions. En comparant ces simulations avec des observations détaillées (par ex., télescope spatial Hubble, JWST, relevés terrestres avancés), les astronomes affinent les modèles de formation des structures précoces. Cela permet de vérifier si la matière noire doit être purement « froide » ou si des variantes plus chaudes ou auto-interagissantes (SIDM) sont possibles.
7.2 Cosmologie des 21 cm
L'observation de la ligne des 21 cm de l'hydrogène neutre à grand décalage vers le rouge ouvre une nouvelle possibilité de retracer l'époque de formation des premières étoiles et galaxies, voire les phases initiales d'effondrement gravitationnel. Des projets tels que HERA, LOFAR et le futur SKA visent à créer des cartes de distribution du gaz dans l'espace-temps cosmique, couvrant l'époque avant et pendant la réionisation.
7.3 Recherche de déviations par rapport à ΛCDM
Certaines discordances astrophysiques (par ex., « tension de Hubble », énigmes de la structure fine) incitent à explorer des modèles alternatifs, tels que la matière noire tiède ou la gravité modifiée. En observant comment les fluctuations de densité ont évolué à la fois à grande et petite échelle, les cosmologistes tentent de confirmer ou d'infirmer le modèle standard ΛCDM.
8. Conclusion
L'effondrement gravitationnel et la croissance des fluctuations de densité sont le processus fondamental de formation des structures de l'Univers. Les ondes quantiques microscopiques, étirées pendant l'inflation, ont ensuite grandi, avec le début de la domination de la matière et l'effondrement de la matière noire, en un immense réseau cosmique. Ce phénomène fondamental a permis la formation de tout : des premières étoiles dans les halos nains aux immenses amas de galaxies tenant les superamas.
Les télescopes et superordinateurs d'aujourd'hui révèlent de mieux en mieux ces couches d'époques, permettant de comparer les modèles théoriques avec le « grand dessein » inscrit dans l'Univers. À mesure que de nouvelles observations et simulations s'étendent, nous continuons à dévoiler l'histoire de la façon dont les petites graines de fluctuations ont grandi pour devenir la magnifique architecture cosmique que nous voyons autour de nous — une histoire englobant la physique quantique, la gravité et l'interaction dynamique de la matière et de l'énergie.
Liens et lectures complémentaires
- Guth, A. H. (1981). “Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems.” Physical Review D, 23, 347–356.
- Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6.
- Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Springel, V. (2005). “The cosmological simulation code GADGET-2.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 364, 1105–1134.
- Zwicky, F. (1933). “Die Rotverschiebung von extragalaktischen Nebeln.” Helvetica Physica Acta, 6, 110–127.
- Tegmark, M., et al. (2004). “Cosmological parameters from SDSS and WMAP.” Physical Review D, 69, 103501.
- Cole, S., et al. (2005). “The 2dF Galaxy Redshift Survey: Power-spectrum analysis of the final data set and cosmological implications.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “How filaments are woven into the cosmic web.” Nature, 380, 603–606.
Sources supplémentaires :
- Peebles, P. J. E. (1993). Principles of Physical Cosmology. Princeton University Press.
- Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). The Early Universe. Addison-Wesley.
- Mo, H., van den Bosch, F. C., & White, S. (2010). Galaxy Formation and Evolution. Cambridge University Press.
En se référant à ces sources, il apparaît que la croissance des perturbations de faible densité est la base de l'histoire cosmique — elle explique non seulement pourquoi les galaxies existent en général, mais aussi comment leurs structures gigantesques reflètent les signes des premiers temps de l'Univers.