Comment les galaxies se regroupent en structures gigantesques formées par la matière noire et les fluctuations primordiales
Plus que de simples galaxies isolées
Notre Voie lactée n'est qu'une parmi des milliards de galaxies. Pourtant, les galaxies ne flottent pas au hasard : elles se regroupent en superamas, filaments et feuilles, séparés par d'immenses vides où la matière lumineuse est presque absente. Toutes ces structures à grande échelle forment un réseau s'étendant sur des centaines de millions d'années-lumière, souvent appelé « réseau cosmique ». Ce réseau complexe se forme principalement grâce à l'ossature de la matière noire, dont l'attraction gravitationnelle organise la matière noire et baryonique en « routes » et vides cosmiques.
La distribution de la matière noire, déterminée par les fluctuations primordiales de l'Univers jeune (amplifiées par l'expansion cosmique et l'instabilité gravitationnelle), crée les germes des halos de galaxies. Ce sont dans ces halos que les galaxies se forment ensuite. L'observation de ces structures et leur comparaison avec les simulations théoriques sont devenues un pilier fondamental de la cosmologie moderne, confirmant le modèle ΛCDM à grande échelle. Ci-dessous, nous passons en revue comment ces structures ont été découvertes, comment elles évoluent et quels sont les horizons actuels de recherche pour mieux comprendre le réseau cosmique.
2. Évolution historique et enquêtes d'observation
2.1 Premiers signes d'amas
Les premiers catalogues de galaxies (par exemple, les observations de Shapley sur les amas riches dans les années 1930, les enquêtes sur le décalage vers le rouge ultérieures comme la CfA Survey dans les années 1980-90) ont montré que les galaxies se regroupent vraiment en grandes structures, bien plus grandes que les amas ou groupes individuels. Les superamas, tels que le superamas de la Coma, ont suggéré que l'Univers proche a une disposition filamentaire.
2.2 Enquêtes sur le décalage vers le rouge : pionniers 2dF et SDSS
Enquête sur le décalage vers le rouge des galaxies 2dF (2dFGRS) et plus tard le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ont considérablement étendu les cartes des galaxies à des centaines de milliers, puis à des millions d'objets. Leurs cartes tridimensionnelles ont clairement montré le réseau cosmique : de longs filaments de galaxies, d'immenses vides où les galaxies sont presque absentes, et aux intersections, des superamas massifs en formation. Les plus grands filaments peuvent s'étendre sur des centaines de mégaparsecs.
2.3 Époque Moderne : DESI, Euclid, Roman
Les relevés actuels et futurs, tels que DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), Euclid (ESA) et le télescope spatial Nancy Grace Roman (NASA), approfondiront et étendront encore ces cartes de déplacement à des dizaines de millions de galaxies sur de plus grandes échelles. Ils visent à étudier l'évolution du réseau cosmique depuis les premières époques et à mieux comprendre l'interaction entre matière noire, énergie noire et formation des structures.
3. Fondements Théoriques : Instabilité Gravitationnelle et Matière Noire
3.1 Fluctuations Primordiales issues de l'Inflation
Dans l'Univers primordial, pendant l'inflation, les fluctuations quantiques se sont transformées en perturbations classiques de densité, couvrant une gamme d'échelles. À la fin de l'inflation, ces perturbations sont devenues les germes des structures cosmiques. Comme la matière noire est froide (devenant non relativiste tôt), elle a commencé à s'effondrer assez rapidement après s'être séparée du rayonnement chaud environnant.
3.2 De la Croissance Linéaire à la Structure Non Linéaire
À mesure que l'Univers s'étendait, les régions dont la densité était légèrement supérieure à la moyenne attiraient gravitationnellement de plus en plus de matière, et le contraste de densité augmentait. Au début, ce processus était linéaire, mais dans certaines zones il est devenu non linéaire, jusqu'à ce que ces régions s'effondrent en halos gravitationnels. Pendant ce temps, les régions de densité plus faible s'étendaient plus rapidement, formant des vides cosmiques. Le réseau cosmique émerge de cette interaction gravitationnelle mutuelle : la matière noire forme une charpente sur laquelle les baryons tombent, formant les galaxies.
3.3 Simulations N-corps
Les simulations modernes N-corps (Millennium, Illustris, EAGLE et autres) suivent des milliards de particules représentant la matière noire. Elles confirment la distribution en réseau – filaments, nœuds (amas) et vides – et montrent comment les galaxies se forment dans des halos denses à ces intersections de nœuds ou le long des filaments. Ces simulations utilisent des conditions initiales issues du spectre de puissance du CMB (KFS), démontrant comment de petites fluctuations d'amplitude ont grandi jusqu'aux structures observées aujourd'hui.
4. Structure du Réseau Cosmique : Filaments, Vides et Superamas
4.1 Filaments
Filaments – ce sont des connexions entre des amas massifs de « nœuds ». Ils peuvent s'étendre sur des dizaines voire des centaines de mégaparsecs, où l'on trouve divers amas de galaxies, groupes et gaz intergalactiques. Dans certaines observations, un faible rayonnement X ou HI de l'hydrogène est visible, reliant les amas et indiquant la présence de gaz. Ces filaments sont comme des autoroutes, par lesquelles la matière se déplace des régions moins denses vers les nœuds plus denses sous l'effet de la gravité.
4.2 Vides
Les vides sont d'immenses régions de faible densité où l'on trouve très peu de galaxies. Ils mesurent généralement entre 10 et 50 Mpc de diamètre, mais peuvent être plus grands. Les galaxies situées à l'intérieur des vides (s'il y en a) sont souvent très isolées. Les vides s'étendent un peu plus rapidement que les régions plus denses, ce qui pourrait influencer l'évolution des galaxies. On estime que ~80–90 % de l'espace cosmique est constitué de vides, qui contiennent seulement ~10 % de toutes les galaxies. La forme et la distribution de ces vides permettent de tester les hypothèses sur l'énergie noire ou des modèles alternatifs de gravité.
4.3 Superamas
Les superamas ne sont généralement pas complètement unifiés gravitationnellement, mais ils forment des surdensités à grande échelle englobant plusieurs amas et filaments. Par exemple, le superamas de Shapley ou le superamas d'Hercule sont parmi les plus grandes structures connues de ce type. Ils définissent l'environnement à grande échelle des amas de galaxies, mais peuvent ne pas devenir des structures gravitationnelles homogènes sur des temps cosmiques. Notre Groupe Local appartient au superamas de la Vierge (Virgo), aussi appelé Laniakea – où des centaines de galaxies sont concentrées, avec au centre l'amas de la Vierge.
5. Rôle de la Matière Noire dans le Réseau Cosmique
5.1 Charpente Cosmique
La matière noire, étant collisionless (sans collision) et constituant la majeure partie de la matière, forme des halos aux nœuds et le long des filaments. Les baryons, qui interagissent électromagnétiquement, se condensent ensuite en galaxies dans ces halos de matière noire. Sans matière noire, les baryons seuls auraient du mal à former des puits gravitationnels massifs assez tôt pour que les structures observées aujourd'hui apparaissent. Les simulations N-corps sans matière noire montrent une distribution complètement différente, incompatible avec la réalité.
5.2 Confirmation par les Observations
Le lentillage gravitationnel faible (en anglais cosmic shear) sur de vastes régions du ciel mesure directement la répartition de la masse, qui coïncide avec les structures filamenteuses. Les observations en rayons X et de l'effet Sunyaev–Zeldovich (SZ) dans les amas révèlent des concentrations de gaz chaud, souvent alignées avec les potentiels gravitationnels de la matière noire. La combinaison des données de lentillage, de rayons X et de la distribution des galaxies dans les amas soutient fortement l'importance de la matière noire dans le réseau cosmique.
6. Impact sur la Formation des Galaxies et des Amas
6.1 Fusion Hiérarchique
Les structures se forment hiérarchiquement : les halos plus petits fusionnent en halos plus grands au fil du temps cosmique. Les filaments constituent un flux continu de gaz et de matière noire vers les nœuds des amas, les faisant croître davantage. Les simulations montrent que les galaxies situées dans les filaments présentent un apport de matière plus rapide, ce qui influence leur histoire de formation stellaire et leurs transformations morphologiques.
6.2 Influence de l’environnement sur les galaxies
Les galaxies dans les filaments denses ou au centre des amas subissent un décapage par pression dynamique (ram-pressure stripping), des interactions gravitationnelles de marée (tidal interactions) ou des problèmes de pénurie de gaz, ce qui peut entraîner une évolution morphologique (par exemple, la transformation de spirales en galaxies lenticulaires). En revanche, les galaxies dans les vides peuvent rester riches en gaz et former des étoiles plus activement, car elles subissent moins d’interactions avec leurs voisines. Ainsi, l’environnement du réseau cosmique influence fortement l’évolution des galaxies.
7. Relevés futurs : carte détaillée du réseau
7.1 Projets DESI, Euclid, Roman
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) collecte les décalages d’environ 35 millions de galaxies/quasars, permettant de créer des cartes 3D du réseau cosmique jusqu’à environ z ~ 1–2. Parallèlement, Euclid (ESA) et le télescope spatial Roman (NASA) fourniront des images à très large couverture et des données spectroscopiques de milliards de galaxies, permettant de mesurer le lentillage, les BAO et la croissance de la structure, afin de mieux contraindre l’énergie noire et la géométrie cosmique. Ces relevés de nouvelle génération permettront de « tisser » la carte du réseau avec une précision sans précédent jusqu’à ~z = 2, couvrant une part encore plus grande de l’Univers.
7.2 Cartes des raies spectrales
Cartes d’intensité HI (intensity mapping) ou cartes des raies CO permettent d’observer plus rapidement la structure à grande échelle en fonction du décalage spatial, sans cartographier chaque galaxie individuellement. Cette méthode accélère les relevés et fournit une information directe sur la distribution de la matière à l’échelle cosmique, imposant de nouvelles contraintes sur la matière noire et l’énergie noire.
7.3 Corrélations croisées et méthodes multi-messagers
La combinaison des données issues de différents indicateurs cosmiques – lentille forte KFS, lentille faible des galaxies, catalogues d’amas en rayons X, cartes d’intensité 21 cm – permettra de reconstruire précisément le champ de densité tridimensionnel, les filaments et les flux de matière. Cette combinaison de méthodes aide à tester les lois de la gravité à grande échelle et à comparer les prédictions ΛCDM avec d’éventuels modèles de gravité modifiée.
8. Études Théoriques et Questions Sans Réponse
8.1 Discordances à Petite Échelle
Bien que le réseau cosmique corresponde globalement bien au ΛCDM, certaines zones à petite échelle présentent des discordances :
- Problème cusp–core dans les courbes de rotation des galaxies naines.
- Problème des satellites manquants : autour de la Voie lactée, on trouve moins de halos nains que prévu par des simulations simples.
- Phénomène des plans de satellites (plane of satellites) ou autres discordances de distribution dans certains groupes locaux de galaxies.
Cela pourrait signifier que des processus importants de rétroaction baryonique sont en jeu ou qu'une nouvelle physique est nécessaire (par exemple, matière noire chaude ou matière noire interactive) qui modifie la structure à des échelles inférieures au Mpc.
8.2 Physique de l'Univers primordial
Le spectre primordial des fluctuations, observé dans le réseau cosmique, est lié à l'inflation. Les études du réseau à des décalages plus élevés (z > 2–3) pourraient révéler des signes subtils de fluctuations non gaussiennes ou de scénarios alternatifs d'inflation. Par ailleurs, les filaments et la distribution des baryons à l'époque de la réionisation constituent un autre « horizon » d'observation (par exemple via la tomographie 21 cm ou des relevés profonds de galaxies).
8.3 Vérification de la gravité à grande échelle
Théoriquement, en étudiant la formation des filaments dans le temps cosmique, on peut vérifier si la gravité correspond à la relativité générale (RG) ou si, dans certaines conditions, des déviations apparaissent à grande échelle dans les superamas. Les données actuelles soutiennent la croissance gravitationnelle standard, mais une carte plus détaillée à l'avenir pourrait révéler de petites déviations importantes pour les théories f(R) ou « braneworld ».
9. Conclusion
Le réseau cosmique – la grande trame des filaments, vides et superamas – révèle comment la structure de l'Univers se déploie à partir de la croissance gravitationnelle des fluctuations primordiales de densité contrôlées par la matière noire. Découvert grâce à de vastes relevés de décalage vers le rouge et comparé à des simulations N-corps fiables, il est évident que la matière noire est un « squelette » indispensable à la formation des galaxies et des amas.
La galaxie se déploie selon ces filaments, s'écoule vers les nœuds d'amas, tandis que les grandes vides restent parmi les régions les plus vides de l'univers. Cette disposition à l'échelle de centaines de mégaparsecs révèle les caractéristiques de la croissance hiérarchique de l'Univers, en parfaite adéquation avec le modèle ΛCDM et confirmée par les anisotropies du CMB ainsi que par l'ensemble des observations cosmologiques. Les revues des projets actuels et futurs permettront de « saisir » encore plus en détail l'image tridimensionnelle du réseau cosmique, de mieux comprendre l'évolution de la structure de l'Univers, la nature de la matière noire et de vérifier si les lois standard de la gravité s'appliquent aux plus grandes échelles. Ce réseau cosmique est un motif grandiose et interconnecté, une « empreinte digitale » de la création cosmique depuis les premiers instants jusqu'à aujourd'hui.
Littérature et lectures complémentaires
- Gregory, S. A., & Thompson, L. A. (1978). « Superamas de galaxies. » The Astrophysical Journal, 222, 784–796.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). « A slice of the universe. » The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Colless, M., et al. (2001). « L'enquête 2dF Galaxy Redshift : spectres et décalages vers le rouge. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328, 1039–1063.
- Tegmark, M., et al. (2004). « Paramètres cosmologiques issus de SDSS et WMAP. » Physical Review D, 69, 103501.
- Springel, V., et al. (2005). « Simulations de la formation, de l’évolution et du regroupement des galaxies et des quasars. » Nature, 435, 629–636.