Compte rendu de la conférence de la SAF du 15 décembre 2017

LES AMAS DE GALAXIES DANS L’UNIVERS

L’amas de Coma. Crédit : NASA, ESA, Hubble Heritage Team.

Conférence donnée par Florence Durret

Astrophysiciennne, IAP et Université Pierre et Marie Curie, Laboratoire Astroparticule et Cosmologie (APC)

Qu’est-ce un amas de galaxies ?

Ce sont des galaxies (de plusieurs centaines à quelques milliers) qui sont liées ensemble par gravité. Elles sont visibles surtout en lumière visible. Les amas contiennent aussi du gaz très chaud et de la matière noire. Les précurseurs des découvertes d’amas étaient Fritz Zwicky (qui a introduit ce qui allait être la notion de matière noire) et George Abell qui établit le premier catalogue de surdensité de galaxies qui allait devenir des amas.

Les amas de galaxies sont les plus grandes structures liées par gravité dans l’Univers. Elles sont d’une taille de l’ordre du million de Mpc (Méga parsec) et peuvent contenir jusqu’à 10¹⁴ à 10¹⁵ masses solaires.

Parmi les amas célèbres : l’amas de Coma dans la chevelure de Bérénice. C’est un vaste amas qui contient plus de 1000 galaxies. Sa dimension : une dizaine d’années-lumière. Sa distance à la Terre : 300 millions d’années-lumière. Sa masse : 10¹⁵ masses solaires. Il est composé de 15% de gaz ; 5% de galaxies et 80% de matière noire.

Comment se forment les amas de galaxies ?

Dans le modèle hiérarchique actuel, de petites structures (les galaxies) évoluent vers des grandes structures (les amas). On observe des galaxies jusqu’à un z de 10 (z= redshift = indication de distance dans le passé, ou temps écoulé depuis le Big Bang) alors que l’on observe des amas jusqu’à z=2,5, donc plus tard, après la formation des galaxies. La structure de l’Univers est sous forme de vide et de filaments. Les amas se forment à l’intersection des filaments.

Pourquoi rechercher les amas dans l’Univers ?

Cela permettrait d’obtenir des informations sur la matière noire et sur les paramètres cosmologiques. On pourrait aussi découvrir les amas lointains et obtenir des informations sur leur formation. Il existe des relevés permettant d’accéder à un grand nombre d’amas comme le relevé DAFT/FADA (Dark energy American French Team), coopération franco-américaine. Il s’intéresse à 90 amas de caractéristiques suivantes :

• redshift 0,4 < z < 0,9
• massifs (M > 2×10¹⁴ M solaires)
• avec images HST et
• données X (XMM-Newton ou Chandra)

1er but : contraintes sur l’énergie noire par tomographie par effet de lentille gravitationnelle faible avec des amas.

2ème but : étudier un grand échantillon homogène d’amas massifs et relativement lointains.

On s’aperçoit que la majorité des amas se sont formés en même temps. Par exemple pour Abell 851 la plus grande partie de l’évolution de cet amas s’est effectuée à z < 0,9.

Et la cosmologie ?

L’étude des amas de galaxies permet de donner des contraintes sur les divers paramètres cosmologiques, nous faisant ainsi tendre vers des valeurs solides de la composition de l’Univers. La formation des amas et des galaxies est sensible aux paramètres décrivant la composition de l’Univers ; en particulier la proportion de matière noire. En comparant le nombre d’amas situés dans une tranche d’Univers avec des modèles, on peut en déduire les paramètres ou du moins des limites sur ces paramètres (contraintes).

Les amas en rayons X 

Les premières découvertes d’émission X l’ont été pour l’amas de Coma en 1970 ; ce n’est possible que depuis l’espace. Les seuls satellites actuels disponibles sont XMM-Newton de l’ESA, Chandra de la NASA et Suzaku japonais. En X, les amas sont très diffus, et étendus. L’émission X est due à du gaz très chaud (dix à cent millions de degrés) et très peu dense, il est fortement ionisé.

Les électrons du gaz sont freinés : effet de rayonnement de freinage (Bremsstrahlun). Les spectres en rayons X nous permettent d’estimer :

• la température T et la densité du gaz
• la variation spatiale de ces quantités en fonction de la distance au centre de l’amas
• l’abondance des éléments « lourds » (la « métallicité ») qui ont été fabriqués dans les étoiles et rejetés dans le milieu intergalactique, en particulier le fer.

Conclusion

• La plus grande partie de l’évolution des amas a eu lieu avant z<0,9.
• La luminosité varie avec le redshift et la masse des amas.
• Il est possible d’étudier maintenant la physique de grandes quantités d’amas.
• On attend beaucoup d’Euclid le nouveau projet de l’ESA qui devrait étudier plus de 100.000 amas !

Compte-rendu détaillé : ICI