L'amas de l'Hydre.

La toile cosmique.
La toile cosmique est constituée de plusieurs types d'éléments emboîtés. Les galaxies se regroupent d'abord en groupes de quelques dizaines de membres, puis en amas pouvant contenir jusqu'à plusieurs milliers de galaxies, baignant dans un gaz chaud qui émet abondamment en rayons X. Ces amas s'alignent le long de filaments, de gigantesques ponts de matière sombre et de gaz qui s'étirent sur des centaines de mégaparsecs. Là où plusieurs filaments se croisent, la densité est maximale : on trouve les superamas, assemblages complexes de nombreux amas et groupes qui peuvent atteindre des tailles de 50 à 150 mégaparsecs. La structure nommée Laniakea, dans laquelle se trouve notre propre Amas de la Vierge, illustre ce niveau d'organisation : un bassin gravitationnel défini non par ses frontières visibles, mais par les lignes de courant du mouvement des galaxies. Entre ces régions denses s'étendent les vides cosmiques, des zones immenses et remarquablement pauvres en galaxies, dont le diamètre typique varie de 20 à plus de 100 mégaparsecs. Le vide du Bouvier, l'un des plus connus, s'étend sur environ 100 mégaparsecs et contient une densité de matière jusqu'à dix fois inférieure à la moyenne cosmique. Les filaments et les amas se répartissent à la surface de ces vides comme s'ils en constituaient les parois, d'où l'image d'une mousse ou d'une éponge où les bulles seraient les vides et les cloisons les surdensités.

À une échelle encore plus grande se dessinent des structures d'une ampleur telle qu'elles flirtent avec les limites de ce que le principe cosmologique autorise. Le Grand Mur de Sloan, découvert en 2005, s'étire sur environ 430 mégaparsecs et constitue l'une des plus vastes concentrations de matière connues. D'autres murs, comme le Grand Mur CfA2 ou le Mur du Pôle Sud, montrent que la matière peut s'organiser en feuillets cohérents sur plusieurs centaines de mégaparsecs. Malgré leur gigantisme, ces structures restent compatibles avec un univers homogène et isotrope quand on lisse la distribution de matière sur des échelles supérieures au seuil d'homogénéité, situé autour de 100 mégaparsecs. Au-delà, les fluctuations de densité deviennent très faibles et l'univers peut être décrit comme un fluide uniforme en expansion.

L'origine des grandes structures.
L'origine de cette hiérarchie est à chercher dans les tout premiers instants du cosmos. L'inflation cosmique a engendré des fluctuations quantiques étirées jusqu'à des échelles macroscopiques, qui se sont imprimées sous forme de minuscules variations de densité dans le plasma primordial. Le  fond diffus cosmologique, photographié par les satellites COBE, WMAP puis Planck, montre ces rides de température avec une précision remarquable : des écarts de l'ordre de un cent-millième de degré qui trahissent les surdensités et sous-densités embryonnaires. Après le découplage de la matière et du rayonnement, il y a environ 380 000 ans, la matière sombre, insensible à la pression de radiation, a commencé à s'effondrer gravitationnellement. Comme elle domine la masse de l'univers, elle a formé la trame invisible de la toile cosmique, creusant des puits de potentiel dans lesquels la matière baryonique s'est ensuite précipitée après la recombinaison. Les baryons, en tombant dans ces puits, se sont échauffés, ont formé des étoiles et des galaxies, épousant la structure préalablement dessinée par la matière sombre. Ce scénario hiérarchique fait que les petites structures se forment en premier et fusionnent pour donner naissance à des objets de plus en plus massifs.

Les simulations numériques à N-corps, comme la simulation Millennium ou le projet Illustris, ont reproduit avec une fidélité remarquable l'architecture observée. Elles confirment que la matière sombre froide (CDM, Cold dark matter) s'organise en un réseau complexe de filaments et de halos, au sein duquel le gaz s'accumule et forme des galaxies dont la distribution et les propriétés correspondent aux relevés astronomiques. Dans ces simulations, les filaments de matière sombre relient les amas comme des autoroutes cosmiques le long desquelles les galaxies et le gaz continuent de s'écouler, alimentant la croissance des structures. Le gaz diffus qui n'a pas encore formé d'étoiles est partiellement détecté à travers la forêt Lyman-alpha, une série de raies d'absorption dans le spectre des quasars lointains, qui sonde les nuages d'hydrogène neutre situés le long de la ligne de visée. Cette technique a permis de cartographier la distribution du gaz intergalactique et de confirmer la présence des filaments de faible densité que les galaxies ne suffisent pas à révéler.
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La toile cosmique reconstituée par une simulation numérique.
(Source : Max-Planck-Institut für Astrophysik).

L'expansion accélérée de l'univers, provoquée par l'énergie sombre, joue un rôle décisif dans le destin de cette grande structure. À mesure que l'espace s'étire, la croissance des surdensités ralentit : les amas déjà formés continuent d'attirer la matière dans leur voisinage immédiat, mais les régions éloignées voient leur expansion les séparer de plus en plus vite. Ainsi, l'échelle à laquelle la structuration peut s'amplifier se fige progressivement, et la toile cosmique que nous observons aujourd'hui est en grande partie l'héritage d'une époque où l'expansion était encore dominée par la matière. Les relevés en cours et à venir, comme ceux du télescope spatial Euclid ou du spectrographe DESI, visent à cartographier la position de dizaines de millions de galaxies et de quasars sur des volumes toujours plus grands, afin de mesurer l'empreinte des oscillations acoustiques baryoniques, ces ondes sonores primordiales dont la trace visible subsiste sous la forme d'un excès statistique de galaxies séparées d'environ 150 mégaparsecs. Cette règle standard permet de sonder l'histoire de l'expansion et de contraindre la nature de l'énergie sombre, tout en offrant une vision toujours plus précise de la structuration à grande échelle et de son évolution.
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Amas de galaxies dans le Centaure.

Un univers bien rangé

Ce qui rend difficile l'identification de la morphologie exacte de la toile cosmique, c'est en partie la densité variable des plus grandes structures. Là où se rencontrent plusieurs filaments (ou plusieurs feuillets, etc.), la concentration des galaxies est plus élevée, et fait apparaître des structures plus aisément identifiables, et qui semblent comme alignées en chaînes. Ce sont elles qui prennent le nom de superamas. Les superamas renferment couramment de plusieurs milliers de galaxies. 

L'étude des superamas est aujourd'hui indissociable de celle de la matière sombre et de l'énergie sombre. Les simulations numériques montrent que les superamas se sont formés progressivement à partir de faibles fluctuations de densité présentes peu après le début de l'expansion cosmique. Sous l'effet de la gravitation, la matière s'est concentrée en filaments et en noeuds où sont apparus les amas de galaxies. Les observations modernes révèlent que les superamas sont les éléments d'un immense réseau cosmique dont certaines structures atteignent plusieurs milliards d'années-lumière. Ils représentent ainsi l'une des manifestations les plus spectaculaires de l'organisation de la matière dans l'Univers observable.

Les amas de galaxies sont très divers. Les plus riches tendent à avoir une concentration plus grande en leur centre, où trônent des galaxies elliptiques géantes (les spirales se trouvant en périphérie, selon un principe dit de ségrégation morphologique), et peuvent rivaliser avec les superamas, en révélant éventuellement des sous structures; les plus pauvres sont généralement plus homogènes. Mais le Groupe Local, auquel appartient la Voie Lactée, qui ne contient que quelques dizaines de galaxies, possède déjà deux pôles de concentration, qui sont aussi deux spirales, l'un autour de notre Galaxie, l'autre autour de M 31, la galaxie d'Andromède. Certains amas, très compacts, répertoriés par Hickson en 1982, ne comptent qu'une poignée de galaxies qui interagissent fortement les unes sur les autres : Quintet de Stéphan (Pégase), HCG 87 (Capricorne), Sextet de Seyfert, NGC 6027. Les amas de galaxies pourront ainsi être classés selon leur morphologie, leur richesse, leur concentrations, la distribution de leurs membres les plus brillants, etc.

Le Quintet de Stéphan, dans la constellation de Pégase.

 

La classification proposée par George Abell (vers 1955) est fondée sur la richesse des amas, elle-même déterminée par le comptage de galaxies dans un rayon donné : Classe nombre de galaxies Classe Nombre de galaxies 0 30 - 49 3 130 -199 1 50 - 79 4 200 - 299 2 80 -129 5 > 300

La classification de Rood et Sastry (1971) prend en compte la distribution des membres les plus brillantes de l'amas, et conduit aux catégories suivantes : cD - Amas dominé par une galaxie géante cD, située en son centre. Ex. : A2029, A2199. B - Amas dans lequel deux galaxies dominent (binary), et sont le centre de deux nuages de galaxies de plus petite dimension. Ex : Coma. L - Amas très allongé (linéaire). Ex.: Perseus. F - Amas en forme de crêpe (flattened). Ex. : IRAS 09104+4109. C - Simple concentration de galaxies. I - Amas de distribution irrégulière. Ex. : Hercules

La classification de Bautz et Morgan (1970), ne reconnaît pour sa part que trois types d'amas, classés de I à III : I - Amas dominé par une galaxie géante cD. II - Amas dans lequel on peut rencontrer une galaxie cD, mais aussi d'autres galaxies elliptiques géantes. III - Amas dans lequel il n'y a pas de galaxie dominante. Tableau réalisé d'après les indications recueillies sur le Site de Wiliam Keel.

La Voie lactée, appartient ainsi à un modeste amas d'une trentaine de membres, le Groupe Local. Plusieurs autres amas de galaxies analogues se rencontrent au voisinage de ce Groupe local. Les plus proches et les plus accessibles sont dans les constellations de la Vierge (Amas Virgo), de la Chevelure de Bérénice (amas Coma), de la Grande Ourse (Groupe de M 81) et du Sculpteur (Groupe du Sculpteur), situés à plusieurs centaines de millions d'années-lumière de nous. 

Ces amas forment un premier ensemble d'amas, appelé le nuage des Chiens de Chasse. Lui-même, réuni à d'autres condensations d'amas similaires, appartient au Superamas de la Vierge ou Superamas local, dont il occupe une position périphérique. 
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Superamas de l'univers local. 
Représentation dans un cube de 650 millions d'années-lumière de côté.

Ci-dessous : Gros plan sur le Vide local (Local void). Notre Voie lactée (Milky way) se situe en bordure de cette région pratiquement dépourvue de galaxies et aussi en périphérie d'une région beaucoup plus dense, l'amas de la Vierge (Virgo), lui-même à l'extrémité d'un superamas de galaxies bien plus vaste, le Grand attracteur (Great attractor). Face à ce dernier, un autre superamas de galaxies, Perseus-Pisces, borde le Vide local. Plus loin sont les superamas Coma et Hercules. Cette représentation tri-dimensionnelle de l'univers local (sur des distances de l'ordre de 600 millions d'années-lumière) a été publiée en 2019. Crédit: R. Brent Tully (U. Hawaii) et al.

Le Superamas local, pris en sandwich entre deux supervides, est relativement plat et a une forme allongée (quelque chose de mixte entre le feuillet et fragment de filament, en somme...). Il apparaît comme l'un des noeuds d'une chaîne de superamas, qui, tous mis ensemble (et en n'oubliant pas d'y ajouter la trentaine de grands vides (supervides) de plus de cent millions d'années lumière de diamètre qui bordent ces concentrations), forment ce qu'il est convenu d'appeler l'univers local.

L'étude des vitesses des galaxies dans cet univers local a permis d'identifier une vaste flux, qui  a servi, en 2014, a définir une vaste structure, dont le superamas de la Vierge fait partie, et auquel ses découvreurs (R. Brent Tully, Hélène Courtois, Yehuda Hoffman et Daniel Pomarède) ont donné le  nom de Laniakea (« le ciel immense », en hawaien). Cet ensemble regroupe 100,000 galaxies réparties dans un espace de 520 millions d'années-lumière de diamètre.
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Les contours de Laniakea, défini à partir des flux de galaxies dans l'univers local. 
Ci-dessous les "familles cinématiques" dans le superamas Laniakea. Plusieurs supermas classiques sont notés (Hercules, Shapley, Ophiuchus, Norma, Centaurus, Hydra,
Perseus-Pisces, Virgo). Le superamas local est représenté en vert, le Grand Attracteur en orange, 
le filament Pavo-Indus (Paon-Indien) en pourpre et les structures incluant le mur Antlia (Machine pneumatique) et le nuage Fornax-Eridanus (Fourneau-Eridan) en magenta.
(Source : Nature, 4 septembre 2014).

Pendant longtemps, les astronomes ont buté sur la manière dont avait pu se faire cette évolution. Quel mécanisme invoquer pour parvenir à quelque chose qui ressemble à l'univers actuel? La réponse à cette première question est assez simple : la seule force connue capable de s'exercer à l'échelle de l'univers la gravitation. D'où le cadre dans lequel se sont élaborées les théories : celui de l'instabilité gravitationnelle. Les petites inhomogénéité présentes dans le fond diffus sont devenues peu à peu des centres d'accumulation pour la matière, et ont grandi au point de fabriquer les concentrations actuelles. Reste que si l'on ne considère que les galaxies que l'on peut observer, cela ne marche pas. L'univers n'est pas assez vieux pour que les structures que l'on observe aujourd'hui aient eu le temps de s'être formées. Il faut plus de gravitation, et donc il faut ajouter de la matière, beaucoup de matière.

Ainsi, l'univers n'est pas seulement constitué de matière lumineuse et visible (étoiles, planètes, gaz, poussières...). Il contient aussi de très grandes quantités de matière sombre. Dans notre seule galaxie, la quantité de matière sombre est déjà dix fois supérieure à celle rassemblée par les étoiles et les grands nuages de gaz et de poussière qui sillonnent l'espace interstellaire. Et c'est à peu près la même chose ailleurs, même si c'est à quelques nuances près selon les échelles considérées...

Comme, par définition, on ne peut pas voir la matière sombre, son existence est toujours déduite de ses effets gravitationnels. La matière sombre révèle sa présence de nombreuses manières. A l'échelle des galaxies, par exemple, elle explique la forme de la courbe de rotation des galaxies spirales. A l'échelle des amas, ses effets sont encore plus marquants. Certains, purement dynamique comme dans le cas des galaxies spirales, peuvent relever dans une large mesure d'une approche classique (théorie de la gravitation newtonienne), d'autres font intervenir des déformations de l'espace-temps, qui se manifestent par divers effets optiques, et qui s'abordent dans le cadre exclusif de la relativité générale.

Effets dynamiques.
Distribution des vitesses des galaxies dans les amas.
Fritz Zwicky avait constaté dès 1922, que les galaxies de Coma avaient des vitesses de déplacement trop élevées si l'on cherche à les expliquer par l'effet gravitationnel imputable à la masse des galaxies observées. Cela peut s'expliquer si l'on fait l'hypothèse que la dynamique de l'amas n'est pas encore stabilisée. Et c'est en partie pour cette raison qu'il a fallu attendre plusieurs décennies, et des progrès notables de la physique des particules, pour que l'hypothèse de matière sombre soit favorisée. La masse de matière sombre que l'on peut déduire de la dispersion des vitesses des galaxies dans les amas est concordante avec les autres méthodes de détermination.

Effets sur la concentration de gaz très chaud dans les amas.
Les satellites munis d'instrument d'observation dans le domaine X (Einstein, Rosat, XMM Newton, Chandra, notamment.) ont mis en évidence la présence de grandes masses de gaz très chaud dans lequel sont immergés les amas de galaxies. La très haute température de ce gaz aurait conduit à une rapide dispersion si une très grande quantité de matière sombre n'était pas également présente pour assurer le confinement de ce gaz.

La concentration de gaz chaud dans lequel
est immergé l'amas de Coma, témoigne de la
présence de grandes quantités de matière sombre...
(Source : Nasa / Imagine the Universe).

 

Le flux de Hubble La géographie des flux cosmiques se déduit de l'analyse des vitesses d'un très grand nombre de galaxies. Seule la composante radiale de ces vitesses est mesurable, par l'effet Doppler. La configuration en 3D du flux est ensuite l'objet d'une reconstitution dans laquelle, il convient d'introduire diverses corrections. L'une tient par exemple à ce qu'aux mouvements d'ensemble qui définissent les flux s'ajoutent les vitesses individuelles des galaxies, mais la principale correction correspond à l'effet de l'expansion de l'univers. Plus une galaxie est éloignée, et plus sa lumière est décalée vers le rouge, un redshift cosmologique de nature différente de l'effet Doppler, mais qui du pur point de vue observationnel ne s'en distingue pas. La composante cosmologique du décalage spectral des galaxies correspond à ce que les astronomes appellent le flux de Hubble. Pour en évaluer la contribution, ils doivent connaître la distance des galaxies qu'ils étudient. Les différents indicateurs utilisés cessent d'être fiables au-delà de quelques centaines de millions d'années-lumière. Une échelle qui marque donc la limite de l'étude possibles des flux cosmiques, mais qui correspond encore, estime-t-on en général, à la manifestation de flux. "L'immobilité", autre expression du principe cosmologique, ne devrait donc possiblement se manifester qu'à des échelles supérieures.

A l'échelle cosmique, les mirages gravitationnels s'observent quand une grande concentration de matière, associée à une galaxie ou à un amas de galaxies s'interpose sur le chemin de la lumière émise par un objet (galaxie, quasar ou amas) plus lointain. L'analyse de l'image ainsi transformée permet de déduire la masse et la distribution spatiale de la structure qui engendre le mirage. On peut ainsi déceler les grosses concentrations de matière sombre, même si on ne voit pas ou peu les galaxies qui lui sont associées. Le cas du mirage causé par l'amas Abell 2218 (dans la constellation du Dragon) est le plus connu. Les images de galaxies en arrière plan forment des arcs entourant les zones les plus denses de l'amas.