Un bien grand Univers - Groupes, amas et superamas

Nous nous limiterons ici à la description des grandes structures de l'Univers (groupes, amas et superamas), laissant volontairement de côté l'histoire de leurs découvertes. La théorie du Big Bang, notamment, ne sera évoquée que très succintement, son étude dépassant de très loin le cadre du présent chapitre. De même, les outils employés par les physiciens pour sonder l'Univers sur de très grandes distances seront ici passés sous silence, mais ils feront l'objet d'un futur dossier (il faudra juste faire preuve d'un peu, beaucoup, énormément... de patience).

Le Groupe local

Revenons à notre Galaxie. Cette dernière appartient à un petit groupe appelé Groupe local, qui contient une quarantaine de membres. Deux grosses galaxies spirales dominent ce groupe : la galaxie d'Andromède, située à environ 2,5 millions d'années-lumière de chez nous, et la Voie Lactée, à l'intérieur de laquelle nous nous trouvons.

La galaxie d'Andromède, plus grande que la nôtre (elle s'étend sur près de 200 000 années lumière), est décrite pour la première fois (du moins à notre connaissance) par le célèbre astronome persan Al Sufi, qui la mentionne dans son "Traité des étoiles fixes", en l'an 964. C'est en effet l'une des rares galaxies (avec les Nuages de Magellan) à être visible à l'oeil nu. Elle se présente alors sous l'aspect d'une petite tache laiteuse et floue, à condition bien entendu que le ciel soit exempt de nuages et de pollution lumineuse (n'espérez pas la voir si vous habitez en ville).

Telle un frelon asiatique sous amphétamines, elle nous fonce dessus à plus de 100 km/s, mais étant donnée la distance monstrueuse qui nous en sépare, la "collision" avec notre galaxie ne se produira pas avant trois ou quatre milliards d'années. Les deux galaxies finiront alors par fusionner pour donner naissance à une galaxie elliptique géante à laquelle les astronomes, anticipant sur ces événements futurs, ont déjà trouvé un petit nom : Milkomeda.

Exception faite d'une troisième galaxie spirale de taille nettement plus modeste - la galaxie du Triangle (M 33 dans la cataloguie de Messier) - les autres membres du Groupe local passent pratiquement inaperçus : ce sont soit de petites galaxies irrégulières, comme les Nuages de Magellan ou la galaxie de Barnard, soit des galaxies elliptiques naines (M 32, NGC 205...). La plupart d'entres elles gravitent d'ailleurs autour de la galaxie d'Andromède ou de la Voie Lactée, qui constituent en quelque sorte les deux pôles du Groupe local, le tout s'étendant sur près de 10 millions d'années-lumière de diamètre.

Réduisons une fois de plus la taille de l'Univers d'un facteur mille (nous l'aurons finalement rapetissé un milliard de milliards de fois, mais il fallait bien cela !). Cette fois-ci, notre galaxie ne fait plus qu'un kilomètre de diamètre, soit la taille d'un village. A cette échelle, la galaxie d'Andromède est située à 25 km de la Voie Lactée, et le Groupe Local s'étend sur un peu moins de 100 km, soit l'équivalent d'un département. Toujours à cette échelle, alpha du Centaure n'est plus distante que de 4 cm de la Terre, tandis que l'orbite de Neptune ne fait que 9 microns de diamètre ce qui correspond, à un poil près, à la taille d'un globule rouge !

Amas de galaxies et matière noire

Sauf exception, les galaxies ont plutôt tendance à vivre en société, s'assemblant pour former des groupes ou amas de taille plus ou moins importante. Parmi les plus connus, nous pouvons citer l'amas de la Vierge, l'amas d'Hercule (à ne pas confondre avec l'amas globulaire M 31 !), le Quintet de Stephan (visible ci-contre), le Triplet du Lion (groupe de M 66), l'amas de Coma (Chevelure de Bérénice), sans oublier l'amas Nivelle, qui est de retour...
En 1933, l'astronome américano-suisse Fritz Zwicky (1898-1974) fait une découverte pour le moins déconcertante : alors qu'il étudie les galaxies de l'amas de Coma, il constate que ces dernières sont animées de vitesses telles qu'elles auraient dû se disperser depuis longtemps. Comme ce n'est visiblement pas le cas, ceci implique que l'amas en question est beaucoup plus massif que ne le laisse supposer son contenu en étoiles, estimé d'après la brillance des galaxies qu'il contient.

La cohésion entre les galaxies d'un amas est en effet assurée par la force de gravité, qui doit être d'autant plus importante que les galaxies se déplacent rapidement (sinon elles s'échappent de l'amas, qui finit tôt ou tard par être disloqué). Déterminer les vitesses des galaxies permet donc d'estimer la force de gravité nécessaire pour assurer cette cohésion et d'en déduire la masse de l'amas auquel elles appartiennent. Or c'est justement là que réside le noeud du problème : lorsque l'on calcule la masse d'un amas en se basant sur la vitesse de ses galaxies, on obtient toujours une valeur nettement supérieure (proche d'un facteur dix !) à celle obtenue en additionnant la masse des étoiles et du gaz (interstellaire et intergalactique) que l'on y observe. C'est ce que l'on a longtemps appelé le problème de la "masse manquante". Ce défaut de masse sera d'ailleurs confirmé dans les années 1980 par l'astronome américaine Vera Rubin : alors qu'elle étudie la rotation des galaxies, elle constate que les étoiles situées dans leur périphérie se déplacent trop rapidement, suggérant là encore que les galaxies sont plus massives que prévu.

Quelle est donc la nature de cette "masse manquante" ? S'agit-il de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), autrement dit d'hypothétiques "Particules Massives Intéragissant Faiblement" avec la matière ordinaire, ou de MACHOs (Massive Astrophysical Compact Halo Object), à savoir des Objets Compacts et Massifs errant dans le Halo Galactique ? Nul ne le sait. Bien qu'elle constitue près de 80 % de la masse de l'Univers, cette dernière continue de jouer à cache-cache avec les physiciens et n'a jusqu'à présent été détectée qu'au travers de ses effets gravitationnels, ce qui lui vaut d'être qualifiée de matière noire (ou sombre).

Devant cette situation paradoxale, quelques alternatives à la matière noire ont été avancées, notamment celle du physicien israëlien Mordehai Milgrom, inventeur de la théorie MOND (Modified Newtonian dynamics), ou théorie de la dynamique newtonienne modifiée. Ce dernier suggère, lorsque la force de gravité devient extrêmement faible, d'apporter une légère modification à la fameuse loi de Newton en 1/r², qui stipule que la force d'attraction s'exerçant entre deux astres est inversement porprotionnelle au carré de la distance qui les sépare (s'ils sont deux fois plus éloignés, ils s'attirent quatre fois moins, et ainsi de suite...). Toutefois, si cette théorie permet de décrire convenablement la rotation des galaxies, il semblerait qu'elle peine à expliquer la vitesse excessive de ces mêmes galaxies à l'intérieur des amas. Bien que déroutante, l'hypothèse "matière noire" a donc encore de beaux jours devant elle, à moins que de nouvelles observations ne viennent la remettre en cause. Seul l'avenir nous le dira...

Galaxies en interaction

Les galaxies étant parfois nombreuses à l'intérieur des groupes et surtout des amas, elles sont en général assez "proches" les unes des autres pour que les interactions soient inévitables et les collisions relativement fréquentes. Lors d'une collision, les étoiles sont généralement épargnées car trop éloignées les unes des autres pour se rentrer dedans, mais les nuages de gaz sont quant à eux comprimés et échauffés, ce qui peut se traduire par un sursaut de formation d'étoiles, autrement dit un starburst (sujet évoqué dans le chapitre précédent). Suite à ces rencontres impromptues, la forme des galaxies se trouve généralement très altérée (images ci-dessous). La galaxie Cartwheel (ou Roue de chariot) en est un parfait exemple : on suppose qu'elle a été traversée par une petite galaxie, ce qui provoqua une véritable une onde de choc, sans doute à l'origine de la formation de cet étrange anneau bleuté, composé de jeunes étoiles très brillantes.

Parfois, il arrive que certaines galaxies fusionnent entre elles pour n'en former qu'une, plus grande. Lorsque l'une des protagonistes est beaucoup plus massive que l'autre, on parle même de "cannibalisme galactique", la petite galaxie étant littéralement phagocytée par la grande. Ce comportement peut paraître un peu fruste, pour ne pas dire barbare, mais gardons-nous de donner des leçons : à l'heure où je vous parle, notre propre galaxie, la Voie Lactée, est en train d'engloutir deux galaxies elliptiques naines (celle du Sagittaire et celle du Grand Chien), qui n'ont rien demandé à personne.
Ces fusions de galaxies sont, pense-t-on, à l'origine de la formation des galaxies elliptiques géantes, qui sont d'ailleurs proportionnellement beaucoup plus abondantes au centre des amas les plus riches, où la concentration en galaxie est plus élevée et les collisions plus fréquentes.

L'amas de la Vierge

Nous ne nous en rendons pas compte, mais en ce moment même, nous tombons. En effet, notre système solaire, ainsi que la Voie Lactée et l'ensemble des galaxies du Groupe local, chutent à une vitesse folle, estimée à 500 km/s, en direction d'un amas de belle taille situé principalement dans la constellation de la Vierge, d'où il tire son nom. Distant d'une soixantaine de millions d'années-lumière, cet amas contient près de 2000 galaxies, parmi lesquelles figure M 87, galaxie elliptique géante qui affiche un diamètre de l'ordre d'un millions d'années lumières (soit dix fois plus que la Voie Lactée !).

Outre des galaxies elliptiques géantes (sur l'image ci-dessus, vous pouvez voir M 84 et M 86, tout à droite), l'amas de la Vierge contient également bon nombre de galaxies spirales, plus petites.
A l'échelle de notre modèle réduit, l'amas de la Vierge est distant d'environ 600 km et s'étend sur près de 150 km. Il se trouve lui-même au centre d'un gigantesque "complexe galactique", dont fait également partie notre Groupe local : le superamas de la Vierge, encore appelé Superamas local afin d'éviter la confusion avec l'amas de la Vierge.

Le Superamas local et Laniakea

Le Superamas local regroupe environ 10 000 galaxies, réparties dans une centaine de groupes et d'amas : amas de la Vierge, de la Grande Ourse, du Sculpteur, du Fourneau, des Chiens de chasse, groupe de M 81, et j'en passe...
Pour ceux et celles qui éprouveraient quelques difficultés à s'orienter dans ce dédale de galaxies, voici un plan :

Le Superamas local s'étend sur près de 200 millions d'années-lumière ce qui, sur notre maquette, représente près de 2000 km ! Rappelez-vous : la Voie Lactée, à cette échelle, fait la taille d'un village (un kilomètre de diamètre). Nous ne sommes toutefois pas au bout de nos surprises... En septembre 2014, une équipe internationale d'astronomes annonce que le Superamas local est lui-même englobé dans une structure encore plus grande, s'étendant sur environ 500 millions d'années-lumière et contenant près de 100 000 galaxies. Sa masse totale est estimée à cent million de milliards de fois celle du Soleil ! Dans notre "Univers miniature", cette dernière s'étendrait donc sur 5000 km (en gros la taille de l'Europe). Son nom, Laniakea, signifiant "horizon céleste immense" en langue hawaïenne, a été choisi en hommage aux navigateurs polynésiens qui navigaient à travers l’immensité de l’océan Pacifique en s'orientant grâce aux étoiles.

Bien que ses mensurations soient impressionantes, Laniakea n'est pourtant pas la plus grande structure connue. Ainsi, le Grand mur de Sloan, découvert en 2003, s'étendrait sur près de 1,4 milliards d'années-lumière. Quant au Huge-LQG (Huge Large Quasar Group), amas composé d'une soixantaine de quasars !, il mesurerait environ quatre milliards d'années-lumière de diamètre (soit 40 000 km à l'échelle de notre maquette !).

L'Univers à grande échelle

Malgré sa taille démesurée, Laniakea ne représente qu'un millionième du volume de l'Univers observable ! Ce n'est qu'à partir des années 1960 que les observations ont permis de montrer que les galaxies lointaines s'agrègent en superamas, que l'on nomme en fonction des constellations auxquelles ils appartiennent. Les plus proches d'entre eux, à savoir le Grand Mur, les superamas de Coma, de Persée-Poisson et de Paon-Indien forment une sorte de grande bulle - d'un rayon de plusieurs centaines de millions d'années-lumière - au centre de laquelle se trouve l'amas de la Vierge. Ce dernier se déplace lui-même en direction des superamas du Centaure et de Shapley, entraînant avec lui la Voie Lactée et tout le Groupe local à plus de 600 km/s (cette vitesse a été mesurée par rapport au fond diffus cosmologique !). Le responsable de ce mouvement d'ensemble, baptisé Grand Attracteur, serait distant d'environ 250 millions d'années-lumière. Malheureusement, ce dernier joue les timides et se cache derrière le plan de notre galaxie, ce qui rend son observation et sa localisation extrêmement difficiles.

Pour compliquer le tout, l'Univers pris dans son ensemble n'est pas statique, mais en expansion : les galaxies lointaines, qui ne sont donc pas liées entre elles par la gravitation, s'éloignent les unes des autres à une vitesse proportionnelle à la distance qui les sépare. Et comme rien n'est simple, la cosmologie moderne nous apprend que ce ne sont pas les galaxies qui s'éloignent les unes des autres dans un espace préexistant, mais au contraire l'espace lui-même qui se dilate, entraînant avec lui les amas de galaxies. C'est le modèle du Big Bang : l'Univers serait né il y a environ 13,7 milliards d'années d'une gigantesque "explosion" qui aurait engendré la matière, le temps et l'espace. Bien que fascinant et étayé par de nombreuses observations, ce modèle repose néanmoins sur des bases théoriques et reste à ce titre susceptible d'être un jour remis en cause (ou simplement amélioré) par de nouvelles découvertes. C'est ce qui fait tout le charme de la science...

Dans l'Univers observable, il y aurait une dizaine de millions de superamas, formant un réseau tridimensionnel de filaments entre lesquels existent d'immenses vides qui représentent plus de 90% du volume de l'Univers. On peut comparer cela à des bulles de savon, à ceci près que lesdites bulles s'étendent sur près de 300 millions d'années-lumière de diamètre, ce qui nécessite beaucoup de savon. Les amas de galaxies forment des ''filaments'' ou des ''murs'' à l'intersection de ces bulles, comme nous pouvons le voir sur la simulation numérique ci-dessous.

L'image suivante, baptisée Hubble Extrem Deep Field, a été obtenue en 2012 grâce au HST (télescope Hubble). Elle représente l'aboutissement de près de 10 ans de travail. Prise dans la constellation du Fourneau (visible dans l'hémisphère sud), sa taille apparente correspond en gros à un carré de un millimètre de côté vu à 1,5 mètres de distance. Tout ici n'est que foisonnement de galaxies lointaines, à l'exception d'une ou deux étoiles qui appartiennent à notre propre galaxie. La lumière des plus éloignées d'entre elles, émise alors que l'Univers n'avait "que" quelques centaines de millions d'années, aurait voyagé durant 13 milliards d’années avant de nous atteindre.

Le fond diffus cosmologique

Au-delà de toutes ces galaxies, se trouve ce que l'on appelle la surface de dernière diffusion, région sphérique de l'espace centrée sur l'observateur, d'où a été émis le rayonnement électromagnétique le plus ancien que l'on puisse observer aujourd'hui : le fameux fond diffus cosmologique, appelé également fond diffus micro-onde, ou encore rayonnement fossile.

Ce rayonnement, dont l'existence est prédite dès 1948 par le physicien théoricien d'origine russe George Gamow, est découvert fortuitement en 1965 par les américains Arnaud Penzias (à droite sur l'image) et Robert Wilson. Jeunes ingénieurs employés par les laboratoires Bell, ils travaillent alors sur un nouveau type d'antenne destinée à capter les signaux de l'un des premiers satellites de télécommunication.

Alors qu'ils procèdent à divers essais, ils remarquent la présence d'un "bruit de fond" persistant dont ils ne parviennent à se débarrasser. Pensant d'abord que le problème vient de l'antenne, ils vont jusqu'à la nettoyer des fientes laissées par un couple de pigeons mais rien n'y fait, cet étrange bruit parasite est toujours là ! Non seulement il semble provenir de toute la voûte céleste, mais son intensité est constante, quelque soit la direction visée : dans le langage des physiciens, on dit qu'il est isotrope. De plus, il ne montre pas la moindre variation au cours du temps. Finalement, le doute n'étant plus possible, il fallut admettre que ce rayonnement venait de l'espace !

D'après les théories actuelles, il aurait été émis peu de temps après la naissance de l'Univers. La matière se présentant alors essentiellement sous la forme d'un plasma ! extrêmement chaud - constitué d'un mélange de noyaux d'atomes (d'hydrogène et d'hélium) et d'électrons - les rayons lumineux ne peuvent s'y propager librement car dans cette "purée" de particules électrisées ils sont réabsorbés pratiquement dès qu'ils sont émis. Toutefois, l'Univers étant en expansion, cela entraîne une baisse rapide de la température et de la densité de matière. Lorsque la température descend en dessous de 3000 kelvin !, les électrons s'associent aux protons pour donner les tout premiers atomes stables. Ces derniers, contrairement au plasma, interagissent peu avec les photons : la matière devient alors transparente et ne constitue plus un obstacle pour la lumière.

C'est donc ce phénomène, appelé recombinaison, qui serait à l'origine du fond diffus cosmologique, les physiciens estimant que l'émission de lumière qui en a résulté aurait eu lieu environ 380 000 ans après le Big Bang. L'Univers, dont la taille s'est depuis cet événement accrue d'un facteur mille, a donc vu sa température diminuer d'autant. Par conséquent, le rayonnement fossile ne correspond plus aujourd'hui à celui d'un corps chauffé à 3000 kelvins (sans quoi le ciel serait très lumineux !), mais à celui d'un corps dont la température n'est plus que de 2,7 kelvins (soit - 270,5°C !). Ce rayonnement ne se situe donc plus dans la partie visible du spectre, mais dans le domaine des micro-ondes (soit au-delà des infra-rouges), et ne peut être observé qu'à l'aide d'instruments bien particuliers : radiotélescopes, satellites artificiels (COBE, WMAP, Planck...).

La surface de dernière diffusion marque donc la frontière ultime de l'Univers observable. Toujours en raison de l'expansion de l'Univers, cette surface, dont la lumière a voyagé 13,7 milliards d'années avant de nous atteindre, a eu le temps depuis lors de s'éloigner de nous : on estime qu'elle se trouve aujourd'hui à près de 45 milliards d'années-lumière. Sur notre maquette, elle se situerait à 450 000 km de la Terre, soit juste au-delà de l'orbite de la Lune. Même si l'on réduisait notre galaxie à un disque d'un mètre de diamètre, l'Univers observable aurait encore la taille de la France ! Nous employons ici l'expression "Univers observable" pour signifier que tout ce qui est situé au-delà nous est à jamais inaccessible, puisque la lumière n'a pas eu le temps de nous en parvenir depuis la naissance de l'Univers, soit 13,7 milliards d'années. Ce ne sont donc pas les instruments d'observation dont nous disposons aujourd'hui qui limitent ici notre champ d'investigation, mais bel et bien les lois de la physique, avec lesquelles nous sommes obligés de composer, que cela nous plaise ou non.

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