Assemblées de galaxies — du portrait de groupe à la toile cosmique

À côté du long disque de NGC 891, l’image contient de minuscules taches ovales de lumière, et autour de NGC 7331 quatre petites galaxies se tiennent comme des poussins autour de la poule. Les deux ressemblent à un voisinage. En réalité, nous regardons à travers plusieurs plans de profondeur — de l’étoile de notre Voie lactée à quelques centaines d’années-lumière jusqu’à l’amas de galaxies à un quart de milliard. Pour s’y retrouver, il faut une idée des ordres de grandeur.

L’échelle des ordres de grandeur

Une galaxie comme la Voie lactée mesure environ cent mille années-lumière. Le degré suivant, notre Groupe local, est cent fois plus grand : quelque dix millions d’années-lumière, avec deux grandes spirales et une centaine de membres connus, pour la plupart minuscules. L’amas de galaxies le plus proche, l’amas de la Vierge, se trouve à une bonne cinquantaine de millions d’années-lumière et rassemble plus de mille galaxies. Amas et groupes s’alignent en superamas de quelques centaines de millions d’années-lumière ; le nôtre, Laniakea, compte environ cent mille galaxies. Les plus grandes structures connues, murs et filaments de plus d’un milliard d’années-lumière, représentent déjà une fraction notable de l’Univers observable et de ses quelque 93 milliards d’années-lumière de diamètre. Chaque degré de l’échelle est environ dix fois plus grand que le précédent — et chacun a sa propre physique. NASA : Structures à grande échelle

Six puissances de dix sur un seul axe : ce qui ne tient pas dans une image à l’échelle linéaire devient un escalier en échelle logarithmique. Toutes les valeurs sont approximatives ; pour des structures étendues sans bord net, il n’existe pas de taille exacte.

Les groupes : la règle, non l’exception

La plupart des galaxies vivent en groupes — des assemblées d’une poignée de membres brillants et de nombreux membres faibles, liés par leur matière noire commune. Le Groupe local en est un exemple typique : deux grandes spirales, la Voie lactée et M 31, chacune avec sa cour de galaxies naines, plus M 33 comme troisième grande et des dizaines de petits systèmes. Les groupes sont les lieux où les galaxies fusionnent le plus souvent : les vitesses relatives, de cent à deux cents kilomètres par seconde, sont assez faibles pour qu’une rencontre lie. C’est exactement pour cela qu’Andromède et la Voie lactée se rapprochent. Les groupes ne sont pas statiques non plus : le Groupe local dans son ensemble tombe vers l’amas de la Vierge à quelques centaines de kilomètres par seconde — trop lentement pour jamais l’atteindre, car l’expansion de l’Univers est plus rapide.

Les amas : gaz chaud et matière noire

Un amas de galaxies est une autre classe d’objet. L’amas de la Vierge ou l’amas de Coma rassemblent des milliers de galaxies dans un volume de dix à vingt millions d’années-lumière, et leur masse totale atteint mille fois celle de la Voie lactée. Dès 1933, Fritz Zwicky remarqua que les galaxies de l’amas de Coma se déplacent bien trop vite pour que leur masse visible puisse les retenir — premier indice de la matière noire. On sait aujourd’hui que les galaxies sont la plus petite part d’un amas. Entre elles s’étend un gaz ténu chauffé à dix ou cent millions de degrés, qui brille en rayons X et contient plusieurs fois la masse de toutes les étoiles de l’amas réunies. Et les deux ensemble ne font encore qu’un sixième de la matière noire, que l’on peut cartographier directement grâce à la déviation de la lumière des galaxies lointaines — l’effet de lentille gravitationnelle. Les amas transforment leurs membres : une spirale qui plonge dans le gaz chaud de l’amas se voit balayer son propre gaz froid — le vent de la course y suffit. C’est pourquoi les elliptiques et les lenticulaires dominent le cœur des amas, et pourquoi un amas est le moyen le plus rapide de faire d’une spirale un système rouge. Zwicky (1933) : Le décalage vers le rouge des nébuleuses extragalactiques ; Clowe et al. (2006) : Détection directe de la matière noire dans l’amas du Boulet

Filaments, murs et vides

Comment les amas eux-mêmes sont-ils répartis ? La réponse vint en 1986 d’un relevé qui cartographia des milliers de distances de galaxies : celles-ci ne sont pas réparties uniformément dans l’espace, mais sur de minces murs et filaments qui enferment d’immenses vides presque déserts — comme les parois d’une mousse. Le fameux « Grand Mur » s’étend sur plus de cinq cents millions d’années-lumière ; le vide du Bouvier est un désert de plus de trois cents millions d’années-lumière de diamètre avec une poignée de galaxies seulement. Des relevés ultérieurs portant sur des millions de galaxies ont confirmé et affiné cette image. La structure est la conséquence directe de la gravitation : la matière tombe d’abord des vides sur des nappes, puis le long des nappes dans des filaments, et enfin le long des filaments jusqu’aux nœuds — là où siègent les riches amas. Des simulations comme la simulation Millennium reproduisent cette toile cosmique à partir de quelques conditions initiales, pourvu qu’on inclue la matière noire. Les vides remplissent la plus grande part du volume mais ne contiennent qu’une petite fraction des galaxies ; les filaments portent à peu près la moitié de toute la matière. Et ils abritent probablement aussi une bonne part de la matière ordinaire « manquante » de l’Univers : un gaz trop chaud pour briller dans les raies de l’hydrogène et trop ténu pour les télescopes X ordinaires. de Lapparent, Geller & Huchra (1986) : A slice of the universe ; Springel et al. (2005) : La simulation Millennium

Illustration générée par IA de la toile cosmique : nœuds brillants et fins filaments représentent les régions de matière plus dense, les espaces sombres les vides. Couleurs et luminosité servent la visualisation ; ce n’est ni une photographie du ciel ni une simulation calculée. **Cette image est générée par IA** — ce n’est pas une photographie mais une visualisation.

Superamas : Laniakea et les limites de la liaison

Un superamas rassemble groupes et amas à des échelles encore plus grandes — mais, contrairement au groupe et à l’amas, ce n’est pas un objet lié par la gravitation. À ces échelles, l’expansion de l’Univers l’emporte, et l’expansion accélérée écartera les superamas dans un avenir lointain, tandis que le Groupe local restera uni en système lié. Comment délimiter alors un superamas, une étude de 2014 y a répondu à neuf : non par la densité des galaxies mais par leur mouvement. On cartographie où tombent les galaxies et l’on rassemble tout ce qui s’écoule vers le même centre d’attraction — comme le bassin versant d’un fleuve sur une carte. Ainsi défini, la Voie lactée appartient à Laniakea, une région de plus de cinq cents millions d’années-lumière dont les flux convergent vers le « Grand Attracteur » derrière le plan de la Voie lactée. L’ancien terme « Superamas local » ou « Superamas de la Vierge » n’en désigne que la partie intérieure. « Assemblée de galaxies » est donc un bon terme générique ; groupe, amas, filament et superamas disent plus précisément de quel type de structure il s’agit — et si elle est liée. Tully et al. (2014) : Le superamas Laniakea ; Chon et al. (2015) : Comment définir les superamas

Mesurer la profondeur : le décalage vers le rouge comme mètre-ruban

Comment savons-nous que les petites taches à côté de NGC 891 sont huit fois plus loin que la galaxie elle-même ? Pas par leur taille — une petite galaxie proche et une grande lointaine se ressemblent. Par leur lumière. L’Univers est en expansion, et les galaxies lointaines s’éloignent donc de nous, d’autant plus vite qu’elles sont loin : environ 21 kilomètres par seconde pour chaque million d’années-lumière. Le mouvement étire la longueur d’onde de la lumière, et dans le spectre toutes les raies connues glissent vers le rouge du même facteur. De ce décalage vers le rouge découle la vitesse de fuite, et de celle-ci la distance. NGC 891 s’éloigne à environ 500 kilomètres par seconde, les galaxies de l’amas Abell 347 derrière elle à quelque 5000 — elles sont donc environ dix fois plus loin. La méthode a une limite à courte distance : les galaxies ont aussi des mouvements propres de quelques centaines de kilomètres par seconde, plus de mille dans les riches amas ; M 31 vient même à notre rencontre. Au sein du Groupe local, le décalage vers le rouge ne vaut donc rien comme mesure de distance ; au-delà de cent millions d’années-lumière, c’est la plus importante dont nous disposons.

Deux champs, trois plans de profondeur chacun. Sur un axe linéaire, tout ce qui est visible de la Voie lactée serait écrasé contre le bord gauche ; en logarithmique, l’étagement devient lisible. Les distances des galaxies d’arrière-plan découlent de leur décalage vers le rouge et sont précises à quelques pour cent — plus précises que la taille des points ici.

Les exemples : NGC 891 et NGC 7331

NGC 891, à environ 30 millions d’années-lumière, se trouve nettement devant l’amas Abell 347 à quelque 240 millions d’années-lumière, qui appartient au superamas Persée-Poissons — l’un des filaments les plus marquants de l’Univers proche, qui traverse le ciel d’automne comme une chaîne d’amas. Nos marqueurs identifient des galaxies cataloguées individuelles de ce champ ; que chacune soit membre de l’amas, c’est son décalage vers le rouge qui le décide, non sa position dans l’image. Avec NGC 7331, la situation est semblable : la galaxie elle-même est à environ 45 millions d’années-lumière, les quatre petites « compagnes » du groupe du Deer Lick à quelque 300 millions — le nom du groupe décrit une disposition sur le ciel, non un système physique. Un demi-degré plus au sud, hors de notre champ, se trouve le Quintette de Stephan, l’exemple d’école du même problème : quatre de ses cinq galaxies interagissent réellement à environ 290 millions d’années-lumière, la cinquième se trouve par hasard devant, à 40 millions. Une taille apparente plus petite n’est jamais, à elle seule, un indicateur fiable de distance. NASA/APOD : NGC 891 et Abell 347 ; Hubble : NGC 7331 dans Pégase

Quelques points à connaître :

Nous nous déplaçons. Par rapport au fond diffus cosmologique, le référentiel le plus immobile qui soit, le Groupe local file dans l’espace à environ 600 kilomètres par seconde — la somme de toutes les attractions de la toile cosmique autour de nous.
Le nombre de galaxies reste ouvert. Les estimations pour l’Univers observable vont de quelques centaines de milliards à deux mille milliards, selon le nombre de naines peu lumineuses que l’on compte. Le chiffre dit surtout combien notre recensement est incomplet aux petites échelles.
L’amas ne voit pas ses galaxies comme des points. Au cœur des amas, les rencontres sont trop rapides pour des fusions, mais assez fréquentes pour gauchir les disques et arracher le gaz. Les « galaxies méduses » avec leurs traînées de gaz en sont le résultat.
La toile est sombre. Étoiles et gaz ne font que la dessiner. La structure elle-même est portée par la matière noire, qui pèse cinq fois plus que toute la matière ordinaire réunie — c’est pourquoi l’illustration ci-dessus montre des structures de matière, non des fils de lumière.
Cela ne durera pas. Comme l’expansion s’accélère, superamas et filaments auront été écartés dans quelques centaines de milliards d’années. Seul reste lié ce qui l’est déjà aujourd’hui : groupes et amas — et avec eux le Groupe local, alors fusionné.