Cartographier des millions de galaxies pour comprendre la structure à grande échelle, les champs de flux cosmiques et l'expansion
Pourquoi les relevés de décalage sont importants
Pendant des siècles, l'astronomie a principalement enregistré les objets célestes comme des points sur une sphère bidimensionnelle. La troisième dimension – la distance – est restée difficile d'accès jusqu'à l'ère moderne. Hubble a montré que la vitesse de récession (v) des galaxies est approximativement proportionnelle à leur distance (d) (surtout pour les petits décalages), faisant du décalage vers le rouge des galaxies (décalage des raies spectrales) un moyen pratique d'estimer les distances cosmiques. En collectant systématiquement de grands ensembles de décalages galactiques, on crée des cartes tridimensionnelles de la structure de l'Univers – avec des filaments, des amas, des vides et des superamas.
Ces relevés à grande échelle sont désormais l'un des piliers essentiels de la cosmologie observationnelle. Ils révèlent le réseau cosmique, contrôlé par la matière noire et les fluctuations primordiales de densité, et aident à mesurer les flux cosmiques, l'histoire de l'expansion, la géométrie et la composition de l'Univers. Ci-dessous, nous expliquons comment fonctionnent les relevés de décalage, ce qu'ils ont révélé et comment ils aident à déterminer les paramètres cosmologiques clés (énergie noire, fraction de matière noire, constante de Hubble, etc.).
2. Bases du Décalage et des Distances Cosmiques
2.1 Définition du Décalage vers le Rouge
Le décalage vers le rouge (z) d’une galaxie est défini comme :
z = (λobservé - λemitted) / λemitted,
montrant à quel point ses raies spectrales ont été décalées vers des longueurs d’onde plus grandes. Pour les galaxies proches, z ≈ v/c (v – vitesse de déplacement, c – vitesse de la lumière). Dans les régions plus éloignées, l’expansion cosmique complique l’interprétation directe de la vitesse (v), mais z reste une mesure indiquant combien l’Univers s’est étiré depuis l’émission du photon.
2.2 Loi de Hubble et Grandes Échelles
Pour les faibles décalages rouges (z ≪ 1), la loi de Hubble dit : v ≈ H0 d. Ainsi, connaissant le décalage vers le rouge, on peut estimer approximativement la distance d ≈ (c/H0) z. Pour les grands z, un modèle cosmologique plus complet (ex. ΛCDM) est nécessaire, reliant z à la distance comobile. L’essence des enquêtes sur le décalage est donc d’obtenir le décalage vers le rouge à partir des mesures spectrales (reconnaissance des raies spectrales, ex. raies de Balmer de l’hydrogène, [O II], etc.) puis d’en déduire la distance pour construire des cartes 3D des galaxies.
3. Revue de l’Évolution des Enquêtes sur le Décalage vers le Rouge
3.1 Enquête CfA sur le Décalage vers le Rouge
Une des premières grandes enquêtes – le Center for Astrophysics (CfA) Survey (années 80-90), a collecté des milliers de décalages vers le rouge de galaxies. Les « coupes » 2D (wedge plot) ont révélé des « murs » et des vides, dont le « Grand Mur » (Great Wall). Cela a montré que la distribution des galaxies est loin d’être homogène, avec une structure à grande échelle s’étendant sur environ 100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) et Début des Années 2000
Au début des années 2000, le 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), mené au télescope Anglo-Australien avec le spectrographe multi-fentes 2dF, a mesuré les décalages vers le rouge d'environ 220 000 galaxies jusqu'à z ∼ 0,3. Cette enquête a confirmé la trace des oscillations acoustiques baryoniques (BAO) dans la fonction de corrélation des galaxies, affiné les estimations de la densité de matière, et produit des cartes des vides, filaments et flux à grande échelle avec un détail sans précédent.
3.3 SDSS : Base de Données Révolutionnaire
Lancé en 2000, le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) utilisait un télescope dédié de 2,5 m avec imagerie CCD grand champ et spectroscopie multi-fentes. En plusieurs phases (SDSS-I, II, III, IV), des millions de spectres de galaxies ont été collectés, couvrant une grande partie du ciel nord. Les sous-projets comprenaient :
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey) : environ 1,5 million de galaxies à décalage vers le rouge, permettant de détecter avec une grande précision les BAO.
- eBOSS : A étendu les études BAO à des z plus élevés, utilisant des galaxies à raies d'émission, des quasars, la forêt Lyα.
- MaNGA : Spectroscopie intégrale détaillée pour des milliers de galaxies.
L'impact du SDSS est immense : cartes tridimensionnelles du réseau cosmique, spectre de puissance précis des amas de galaxies et confirmation des paramètres ΛCDM avec des preuves claires de l'énergie noire [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman et l'Avenir
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), opérationnel depuis 2020, vise ~35 millions de décalages vers le rouge de galaxies/quasars jusqu'à z ∼ 3,5, étendant encore la carte cosmique. Projets futurs :
- Euclid (ESA) – imagerie grand champ et spectroscopie jusqu'à z ∼ 2.
- Le télescope spatial Nancy Grace Roman (NASA) – couvrira les observations proches de l'infrarouge, mesurera les BAO et le lentillage gravitationnel faible.
Avec les méthodes de cartographie d'intensité (par ex. la ligne 21 cm du SKA), ces programmes permettront d'étudier la structure à grande échelle à des décalages vers le rouge encore plus élevés, affinant davantage les paramètres de l'énergie noire et de l'histoire de l'expansion.
4. Structure à Grande Échelle : Réseau Cosmique
4.1 Filaments et Nœuds
Les relevés de décalage vers le rouge montrent des filaments : des structures allongées couvrant des dizaines ou centaines de Mpc et reliant des « nœuds » denses ou des amas. Aux intersections des filaments se trouvent des amas, les environnements galactiques les plus denses, tandis que les superamas relient des systèmes plus grands et plus faiblement liés. Les galaxies dans les zones de filaments peuvent se déplacer selon des flux spécifiques, alimentant le flux de matière vers les centres d'amas.
4.2 Vides
Entre les filaments se trouvent des vides – de vastes régions de matière rare où presque aucune galaxie brillante n'est présente. Ils peuvent mesurer de 10 à 50 Mpc de diamètre ou plus, occupant la majeure partie de l'espace cosmique, mais contenant très peu de galaxies. L'étude des vides aide à tester l'énergie noire, car l'expansion y est un peu plus rapide, fournissant des données supplémentaires sur les flux cosmiques et la gravité.
4.3 Ensemble
Les filaments, amas, superamas et vides forment ensemble un réseau – une structure en forme d'« écume », prédite par les simulations N-corps de matière noire. Les observations confirment que la matière noire est le principal squelette gravitationnel, tandis que la matière baryonique (étoiles, gaz) ne fait que refléter cette structure. Ce sont précisément les relevés de décalage vers le rouge qui ont permis de voir le réseau cosmique à la fois visuellement et quantitativement.
5. Cosmologie à partir des relevés de décalage vers le rouge
5.1 Fonction de Corrélation et Spectre de Puissance
L'un des principaux outils est la fonction de corrélation à deux points ξ(r), décrivant le dépassement de probabilité de la distance r entre une paire de galaxies par rapport à une distribution aléatoire. Le spectre de puissance P(k) est également analysé dans l'espace de Fourier. La forme de P(k) révèle la densité de matière, la fraction baryonique, la masse des neutrinos, le spectre initial des fluctuations. Combiné aux données KFS, la précision des paramètres ajustés du ΛCDM est grandement améliorée.
5.2 Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO)
La caractéristique principale des amas de galaxies est le signal BAO, un léger pic dans la fonction de corrélation à l'échelle de ~100–150 Mpc. Cette échelle est bien connue depuis la physique de l'Univers primordial, servant de « règle standard » pour mesurer les distances cosmiques en fonction du décalage vers le rouge. En comparant l'échelle BAO mesurée à la taille physique théorique, on obtient le paramètre de Hubble H(z). Cela aide à contraindre l'équation d'état de l'énergie noire, la géométrie cosmique et l'évolution de l'expansion de l'Univers.
5.3 Distorsions Spatiales du Décalage vers le Rouge (RSD)
Les vitesses propres des galaxies le long de la ligne de visée provoquent des « distorsions spatiales du décalage vers le rouge », perturbant l'isotropie de la fonction de corrélation. Les RSD permettent d'inférer le taux de croissance des structures, testant ainsi si la gravité suit la RG (relativité générale) ou présente des modifications. Jusqu'à présent, les données concordent avec les prédictions de la RG, mais les relevés actuels et futurs améliorent la précision, pouvant potentiellement détecter de légères déviations si une nouvelle physique existe.
6. Cartes des Écoulements Cosmiques
6.1 Vitesses Propres et Mouvement du Groupe Local
Outre l'expansion de Hubble, les galaxies possèdent des vitesses propres issues d'amas de masse locaux, par exemple l'amas de la Vierge ou le Grand Attracteur. En combinant les décalages avec des indicateurs de distance indépendants (méthode Tully–Fisher, supernovae, méthodes de fluctuation de luminosité de surface), on peut mesurer ces champs de vitesse. Les cartes des « écoulements cosmiques » révèlent des flux de vitesse de plusieurs centaines de km/s à l'échelle d'environ 100 Mpc.
6.2 Discussions sur l'Écoulement Global
Certaines études affirment avoir détecté des écoulements à grande échelle dépassant les attentes du ΛCDM, mais il subsiste encore d'importantes incertitudes systémiques. La détection de tels écoulements cosmiques apporte des informations supplémentaires sur la distribution de la matière noire ou peut-être sur une gravité modifiée. La combinaison des relevés de décalage vers le rouge avec des mesures de distance robustes affine davantage nos cartes des champs de vitesse de l'Univers.
7. Défis et Erreurs Systématiques
7.1 Fonction de Sélection et Complétude
Les galaxies dans les relevés de décalage vers le rouge sont souvent sélectionnées selon leur luminosité (limite de magnitude) ou leurs couleurs. Des conditions de sélection différentes ou une couverture inégale des régions du ciel peuvent biaiser les mesures des amas. Les équipes de recherche modélisent très soigneusement la complétude dans différentes zones du ciel et corrigent la sélection radiale (la luminosité diminue avec la distance, donc moins de galaxies lointaines sont détectées). Cela garantit que la fonction de corrélation finale ou le spectre de puissance ne soient pas artificiellement biaisés.
7.2 Erreurs de Redshift et Méthodes Photométriques
Le redshift spectroscopique peut être précis jusqu'à Δz ≈ 10-4. Cependant, les grands relevés photométriques (ex. Dark Energy Survey, LSST) utilisent des filtres larges, donc Δz atteint 0,01–0,1. Bien que les relevés photométriques permettent de traiter un nombre énorme d'objets, les imprécisions en direction longitudinale (direction du redshift) sont plus grandes. Ces imprécisions sont atténuées par des méthodes telles que la calibration par accumulation de redshifts ou la corrélation croisée avec des échantillons spectroscopiques.
7.3 Évolution Non Linéaire et Biais Préalable des Galaxies
À petite échelle, les amas de galaxies deviennent fortement non linéaires, en raison des effets « doigt de Dieu » dans l'espace des redshifts et des complications causées par les fusions. De plus, les galaxies ne tracent pas parfaitement la matière noire – il existe un facteur de « biais des galaxies » dépendant de l'environnement ou du type de galaxie. Les chercheurs utilisent souvent des modèles ou se concentrent sur des grandes échelles (où les hypothèses de la théorie linéaire sont valides) pour extraire de manière fiable l'information cosmologique.
8. Dernières et Futures Directions des Enquêtes sur le Redshift
8.1 DESI
Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), monté sur le télescope Mayall de 4 m (Kitt Peak), a commencé ses opérations en 2020 et vise à mesurer les spectres de 35 millions de galaxies et quasars. 5000 plateaux robotisés pour fibres optiques permettent d'obtenir des milliers de redshifts (z ∼ 0,05–3,5) en une seule exposition. Ce vaste relevé affinera les mesures de distances BAO sur plusieurs époques cosmiques, déterminera les caractéristiques de l'expansion et de la croissance des structures, et sera inestimable pour les études d'évolution des galaxies.
8.2 Euclid et le Télescope Spatial Nancy Grace Roman
Euclid (ESA) et le télescope Roman (NASA), prévus pour la fin des années 2020, combineront imagerie proche IR et spectroscopie, cartographiant des milliards de galaxies jusqu'à z ∼ 2. Ils mesureront le lent lentillage faible et les BAO, fournissant des contraintes solides sur l'énergie sombre, la courbure cosmique possible et la masse des neutrinos. La collaboration avec des spectrographes terrestres et les futures cartes d'intensité (ex. SKA 21 cm) étendra encore l'ampleur des recherches.
8.3 Cartes d'Intensité 21 cm
Nouvelle méthode – cartes d'intensité 21 cm, où la luminosité du rayonnement des gaz HI est mesurée à grande échelle, sans distinguer les galaxies individuelles. Des instruments massifs comme CHIME, HIRAX ou SKA peuvent détecter les signatures BAO dans l'hydrogène neutre à des redshifts encore plus élevés, visant même les époques de réionisation. C'est une méthode supplémentaire pour contraindre l'expansion de l'Univers, contournant les méthodes d'enquêtes optiques/IR sur le redshift, bien que des défis de calibration subsistent.
9. Influence Plus Précise : Énergie Sombre, Tension de Hubble et Plus Encore
9.1 Équation d'État de l'Énergie Noire
En combinant l'échelle BAO à différents redshifts avec les données du CMB (z = 1100) et des supernovas (à faible z), on déduit H(z) – l'histoire de l'expansion. Cela permet de tester si l'énergie noire est simplement une constante cosmologique (w = -1) ou si elle évolue dans le temps. Jusqu'à présent, aucune différence claire avec w = -1 n'a été trouvée, mais des données BAO plus précises pourraient révéler de légères déviations.
9.2 Tension de Hubble
Certaines mesures locales de H0 obtenues par méthodes d'échelle dépassent ~67–68 km/s/Mpc, la valeur issue de la combinaison Planck + BAO, avec un écart de 4–5σ. Cette « tension de Hubble » pourrait indiquer un biais systématique ou annoncer une nouvelle physique (par ex., énergie noire précoce). Des mesures BAO plus précises (DESI, Euclid, etc.) permettront d'explorer mieux les redshifts intermédiaires, peut-être résolvant ou accentuant la tension.
9.3 Évolution des Galaxies
Les enquêtes en redshift contribuent aussi aux études de l'évolution des galaxies : histoire de la formation stellaire, transformations morphologiques, influence de l'environnement. En comparant les propriétés des galaxies à différentes époques cosmiques, on comprend comment les galaxies « éteintes » (quenched), les fusions et l'accrétion de gaz façonnent la population globale. Le contexte du réseau cosmique (filament ou vide) influence ces processus, reliant l'évolution des galaxies à petite échelle à la structure à grande échelle.
10. Conclusion
Enquêtes en redshift – un outil essentiel de la cosmologie observationnelle, générant des cartes spatiales en 3D de millions de galaxies. Cette perspective 3D révèle le réseau cosmique – filaments, amas, vides – et permet de mesurer précisément la structure à grande échelle. Principales réalisations :
- Oscillations acoustiques baryoniques (BAO) : étalon standard pour les distances cosmiques, contraignant l'énergie noire.
- Distorsions spatiales en redshift : étude de la croissance des structures et de la gravité.
- Flux et environnement des galaxies : évolution des champs de vitesse cosmique et de l'influence de l'environnement.
Les principales enquêtes – de CfA à 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – ont permis au modèle ΛCDM de s'imposer, capturant en détail l'image du réseau cosmique. Les projets de nouvelle génération – DESI, Euclid, Roman, les cartes d'intensité 21 cm – étendront encore les limites en rouge, affinant davantage les valeurs des distances BAO et peut-être résolvant la tension de la constante de Hubble ou ouvrant une nouvelle physique. Ainsi, les enquêtes en redshift restent à la pointe de la cosmologie de précision, montrant comment la structure à grande échelle de l'Univers croît et comment son évolution est gouvernée par la matière noire et l'énergie noire.
Littérature et lectures complémentaires
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). « A slice of the universe. » The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). « Détection du pic acoustique baryonique dans la fonction de corrélation à grande échelle des galaxies rouges lumineuses SDSS. » The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). « Enquête 2dF Galaxy Redshift : Analyse du spectre de puissance du jeu de données final et implications cosmologiques. » Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). « Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey : implications cosmologiques de deux décennies d'enquêtes spectroscopiques. » Physical Review D, 103, 083533.
- Collaboration DESI : desi.lbl.gov (consulté en 2023).