amas et superamas - astronomie.

amas et superamas - astronomie. 1 PRÉSENTATION amas et superamas, regroupement de plusieurs objets célestes de même nature reliés entre eux par les forces de la gravitation. Les amas stellaires regroupent de quelques dizaines à plusieurs millions d'étoiles reliées entre elles par la gravitation et présentant la propriété précieuse pour les astronomes d'avoir été formées en même temps (même composition chimique initiale) et de se situer à une même distance de l'observateur : cela permet notamment de tester les modèles d'évolution stellaire ou de comparer leur évolution selon leur masse. La matière est rarement isolée dans l'Univers ; à l'instar des poupées russes, elle se rassemble en objets ou structures de masse et de taille de plus en plus importantes selon l'échelle considérée. Les étoiles, à l'exception des trous noirs, constituent les objets les plus massifs -- jusqu'à une cinquantaine de masses solaires pour les plus massives -- existant sous une forme individuelle sans se dissocier ; les systèmes stellaires multiples réunissent quelques étoiles en un système dynamiquement lié ; les amas stellaires regroupent plusieurs dizaines d'étoiles ; les étoiles, les systèmes multiples et les amas stellaires n'existent que rassemblés au sein de galaxies, qui ellesmêmes se regroupent entre elles en amas de galaxies ; notre galaxie, la Voie lactée, appartient à l'amas dit Groupe local ; enfin, les amas de galaxies se rassemblent également en superamas, ce qui détermine finalement la structure à grande échelle de l'Univers. 2 LES FORCES DE COHÉSION DE LA MATIÈRE Selon la physique du XXe siècle, la matière est soumise à quatre grands types d'interaction agissant à distance et qui, pour au moins trois d'entre elles, assurent sa cohésion des plus petites échelles aux plus grandes : l'interaction faible ou force nucléaire faible, l'interaction forte ou force nucléaire forte, l'interaction électromagnétique et la gravitation. 2.1 Les forces de cohésion aux petites échelles L'interaction forte assure la cohésion des noyaux atomiques et donc l'attraction des nucléons (protons ou neutrons entre eux) -- et plus généralement des hadrons -- entre eux. C'est une force très intense, dont la portée n'est que de 10-15 m et dont le temps caractéristique est de 10-23 s. Ses particules d'échange sont des gluons. La théorie actuelle qui en rend compte est la chromodynamique quantique : elle associe aux interactions entre hadrons des interactions plus fondamentales entre les quarks constitutifs des hadrons mais n'ayant aucune existence isolément. L'interaction faible est d'une portée de 10-18 m et elle est 100 000 fois plus faible que l'interaction forte. Ses particules d'échange sont des bosons W et Z. Elle se manifeste par la radioactivité lors de la conversion d'un nucléon en un autre (par exemple d'un proton en un neutron) ou bien lors de la désintégration d'un électron en neutrino. L'électromagnétisme, pour sa part, assure la cohésion des atomes et des molécules et gouverne aussi bien les réactions chimiques que l'optique. Sa portée est infinie, mais à grande échelle ses effets attractifs ou répulsifs -- selon la charge des particules -- sont en moyenne nuls du fait de la neutralité globale de la matière. Son intensité est 100 fois plus faible que l'interaction faible. La théorie qui rend compte de tous ses différents aspects est l'électrodynamique quantique dans laquelle les particules d'échange sont des photons virtuels. Les interactions faible et électromagnétique ont été réunies au sein d'une même description de l'interaction dite électrofaible, à laquelle s'est ensuite ajoutée l'interaction forte pour constituer le modèle standard de la physique des particules. 2.2 La gravitation : force de cohésion aux grandes échelles Agissant aux échelles macroscopiques, la gravitation est la quatrième interaction fondamentale identifiée dans la nature. Elle se manifeste par la chute des corps sur Terre, les trajectoires (ou orbites) des planètes dans le Système solaire, l'accrétion de matière dans certains systèmes astronomiques (disque protoplanétaire, disques au centre des galaxies...), ou encore par la constitution en amas des étoiles et des galaxies : la gravitation est donc à l'origine de la structure à grande échelle de l'Univers. Bien que d'intensité infiniment plus faible que toutes les autres interactions (10-40 fois plus faible que l'interaction forte) -- et de ce fait négligeable à l'échelle des particules élémentaires --, elle est toujours de nature attractive, et par conséquent ses effets sont cumulatifs puisque son intensité est proportionnelle aux masses mises en jeu. La théorie la plus globale décrivant les effets de la gravitation est la relativité générale. Les particules d'échange seraient des gravitons, mais ils n'ont pas été mis en évidence à ce jour. Un objet massif crée autour de lui un puits de potentiel attractif qui impose la trajectoire de tout autre objet moins massif situé à proximité et dont la contribution au puits de potentiel global peut être en première approximation négligée. C'est le cas du Soleil, un million de fois plus massif que la Terre et 1 000 fois plus massif que Jupiter -- la planète la plus massive du Système solaire --, qui impose des trajectoires elliptiques aux planètes autour de lui. Lorsque les masses au sein d'un même système sont équivalentes, tels les amas d'étoiles ou les amas de galaxies, les trajectoires de ces objets sont dictées par le puits de potentiel global qui tient alors compte de toutes les masses du système. Le problème devient alors relativement compliqué (problème des N corps, que les physiciens ne savent plus résoudre analytiquement dès que N = 3) et les trajectoires individuelles de chaque corps sont complexes et sinueuses. Pour un système dynamique en équilibre, l'énergie potentielle moyenne du système est égale (en valeur absolue) à deux fois l'énergie cinétique du système (associée au mouvement de chaque corps) ; c'est ce théorème, dit théorème du viriel, qui a permis notamment à l'astrophysicien américain (d'origine suisse) Fritz Zwicky de noter dans les années 1930 la présence de matière noire (matière invisible) au sein des galaxies et des amas de galaxies, car la masse estimée grâce à l'analyse des mouvements outrepassait considérablement (de 90 p. 100) la masse lumineuse. 3 LES AMAS STELLAIRES Les amas stellaires sont des regroupements d'étoiles, situés dans une galaxie constituée d'un très grand nombre d'étoiles, de gaz et d'autres objets liés les uns aux autres par la gravitation. Lorsque la masse totale d'un amas atteint 10 000 masses solaires (de quelques dizaines d'étoiles à plusieurs milliers d'étoiles), l'amas est dit ouvert ; lorsque sa masse dépasse un million de masses solaires, l'amas est dit globulaire. 3.1 Amas ouverts Observé dans la constellation du Taureau (visible à l'oeil nu), l'amas des Pléiades (M45) -- du nom des Pléiades de la mythologie grecque (le mot grec pleiadès signifiant « plusieurs «) -- constitue un exemple connu d'un amas ouvert d'une centaine d'étoiles (seule une dizaine d'étoiles est visible à l'oeil nu) situé à 400 années-lumière de la Terre : c'est un amas relativement jeune, qui s'est formé il y a seulement 40 millions d'années, et dont le diamètre est de l'ordre d'une vingtaine d'années-lumière. Les amas ouverts sont tous relativement jeunes (quelques millions à quelques centaines de millions d'années) et moins compacts que les amas globulaires. Les astronomes ont identifié plus d'un millier d'amas ouverts, situés au voisinage du plan de la galaxie (une trentaine est observable à l'oeil nu ou avec un petit télescope), nombre très inférieur à la réalité car la plupart ne sont pas détectables du fait de la forte extinction galactique. L'observation des nuages moléculaires -- berceaux d'étoiles, tels les nuages d'Orion ou du Taureau -- en rayonnement infrarouge, moins absorbé que le rayonnement optique par le gaz sur la ligne de visée, permet d'observer que les étoiles se forment en amas. Outre leur intérêt comme test de l'évolution stellaire, les amas ouverts d'étoiles servent également d'étalon de distance. En effet, les observations photométriques de la population stellaire des amas ouverts confrontées à la modélisation permettent d'attribuer une distance fiable à l'amas ouvert, qui sert alors de référence pour évaluer la distance d'étoiles isolées plus lointaines. Ainsi, l'amas des Hyades, situé à environ 135 000 années-lumière de la Terre, joue à cet égard un rôle crucial. Les amas ouverts observés dans les galaxies très proches de la nôtre, tel le Grand Nuage de Magellan situé à plus de 160 000 années-lumière, présentent l'intérêt d'être tous situés à la même distance de nous. La différence de distance entre les amas d'une même galaxie est alors négligeable -- ce n'est pas le cas des amas ouverts de notre galaxie, dont la distance à la Terre peut être comparable à la distance qui les sépare. La comparaison directe des amas entre eux en est ainsi grandement facilitée. En revanche, la relativement faible luminosité de ces amas ne permet pas de les observer dans les galaxies lointaines, situées à des distances supérieures à quelques mégaparsecs (quelques millions d'années-lumière). 3.2 Les amas globulaires Les amas globulaires galactiques sont pour la plupart situés dans le halo de notre galaxie, dans une sphère d'un rayon de 30 kiloparsecs (une centaine de milliers d'annéeslumière). Au nombre de 154, ils ne représentent que 1 p. 100 de la masse visible du halo et un quart d'entre eux sont situés dans le disque galactique. De forme quasi sphérique acquise au cours d'un phénomène de relaxation pendant une période d'environ un milliard d'années, les amas globulaires contiennent des étoiles peu massives et très âgées (environ 15 milliards d'années). Les amas globulaires se sont donc formés au tout début de l'Univers, comme en témoigne leur composition chimique pauvre en éléments lourds (étoiles dites de population II, à faible métallicité). Par exemple, les étoiles d'amas globulaires possèdent une abondance de fer (numéro atomique Z = 56), 10 à 300 fois inférieure à celle du Soleil, âgé de 4,5 milliards d'années. Dictées par le puits de potentiel de la galaxie, les trajectoires des amas globulaires croisent environ trois fois par milliard d'années le disque galactique, perdant vraisemblablement au passage le gaz interstellaire -- on observe en effet que les amas en sont dépourvus. Lors de ces épisodes, les collisions gravitationnelles de ces amas avec les étoiles et le gaz du plan peuvent conduire à leur destruction par friction. Cela expliquerait le faible nombre de ces amas à proximité du plan galactique, qu'ils traversent rarement, alors qu'ils sont abondants à grande distance de celui-ci. Mais ce n'est pas le seul phénomène conduisant à la disparition des amas globulaires. Les interactions gravitationnelles entre les étoiles d'un amas globulaire tendent à normaliser la distribution des vitesses, ce qui permet de modéliser ce gaz d'étoiles comme un gaz parfait disposant d'une distribution maxwellienne des vitesses. Les étoiles situées dans les queues de la distribution ont des vitesses supérieures à la vitesse de libération de l'amas, ce qui conduit progressivement à une évaporation de l'amas, qui se contracte et augmente sa densité centrale. Son évolution dépend alors des effets stabilisateurs luttant contre l'effondrement sur lui-même qui le guette, soit par un effet de pression résultant d'un transfert d'énergie mécanique des étoiles en systèmes multiples au reste de l'amas, soit lors de la formation de trous noirs dans le coeur de l'amas. Quoiqu'il en soit, le temps d'évaporation d'un amas dépend de sa masse initiale : plus elle est importante, plus le temps d'évaporation est long (jusqu'à 25 milliards d'années). Les amas globulaires sont riches en sources de rayonnement X, probablement des systèmes binaires très serrés -- constitués d'une étoile normale (étoile de la séquence principale, phase de fusion de l'hydrogène en hélium) ou d'une étoile évoluée (phases thermonucléaires ultérieures), et d'un compagnon compact (naine blanche, étoiles à neutrons). La forte densité en étoiles des amas globulaires doit favoriser la constitution en systèmes doubles et multiples, puisque l'observation montre que les amas globulaires contiennent 100 fois plus de sources X que les autres régions du ciel. Les amas globulaires jouent également un rôle dans l'étalonnage des distances, puisqu'ils contiennent une famille d'étoiles variables (étoiles pulsantes), les céphéides de type II, qui permettent à travers la relation période-luminosité d'établir leur distance, et par conséquent la distance des galaxies qui les contiennent. La forte luminosité des amas globulaires (un million de fois celle du Soleil) les rend détectables jusqu'à une centaine de mégaparsecs (environ 300 millions d'annéeslumière). Leur observation, notamment au sein de la galaxie elliptique M87 située à 60 millions d'années-lumière de la Terre, montre que leur répartition et leurs propriétés sont analogues aux amas globulaires galactiques (situés dans le halo de notre galaxie), leur communiquant un statut fiable de témoin des stades primitifs de la formation des galaxies. En outre, la mesure des vitesses de ces amas par effet Doppler-Fizeau (voir décalage spectral) permet d'estimer la masse de la galaxie à laquelle ils sont rattachés (nouvelle application du théorème du viriel), révélant en cela la proportion importante de masse cachée (c'est-à-dire non lumineuse). 4 LES AMAS ET SUPERAMAS DE GALAXIES À l'instar des étoiles, les galaxies se rassemblent en amas qui peuvent contenir de quelques membres à plusieurs milliers de galaxies sur des distances de 10 à 20 millions d'années-lumière ; les amas eux-mêmes appartiennent à des complexes de galaxies de plusieurs centaines de millions d'années-lumière : les superamas de galaxies. Les amas (mesure de la masse virielle) et les superamas de galaxies (analyse des vitesses des flots de galaxies) témoignent, comme une constante troublante et récurrente de l'astrophysique du XXIe siècle, que la dynamique des galaxies (respectivement des amas de galaxies) au sein d'amas (respectivement de superamas) n'est pas en accord avec la densité de masse lumineuse observée. Cette observation rappelle qu'à toutes les échelles, des amas d'étoiles aux superamas de galaxies, la majeure partie de la masse de l'Univers (90 p. 100) est de nature, d'origine et de distribution inconnue (voir matière noire). 4.1 Le Groupe local et le Superamas local Notre galaxie appartient à un petit amas de galaxies appelé « Groupe local «. Celui-ci réunit entre autres les amas de la Vierge et de Coma, situés respectivement à 50 et 230 millions d'années-lumière de nous ; il appartient lui-même au « Superamas local «, également appelé superamas de la Vierge. L'appartenance d'un ensemble de galaxies à un amas est établie sur des critères dynamiques ; elle est notamment déterminée par l'étude de leur vitesse radiale (vitesse de chute libre projetée le long de la ligne de visée), qui doit témoigner de la cohésion et de la stabilité de l'amas. Le Groupe local est un petit amas de forme irrégulière, d'un rayon moyen de 3 années-lumière contenant une trentaine de galaxies identifiées, dont les plus massives (10 000 à 100 000 millions de masses solaires) sont par ordre décroissant la galaxie spirale Andromède (M31), la Voie lactée (notre galaxie), la galaxie Triangulum (M33) et la galaxie elliptique du Grand Nuage de Magellan. Les autres membres, peu massifs, sont des galaxies elliptiques ou sphériques naines (semblables à des amas globulaires isolés) et des galaxies irrégulières. Le centre de masse du Groupe local tombe à une vitesse de plusieurs centaines de kilomètres par seconde vers l'amas de la Vierge. S'étalant sur une distance de plus de 50 millions d'années-lumière et contenant plusieurs centaines de galaxies, le Superamas local est l'une des plus grandes concentrations de matière observées dans l'Univers. L'étude des vitesses au sein du Superamas local suggère l'existence d'un centre d'attraction nommé le « Grand Attracteur « en arrière-plan du Superamas local, dont la nature n'a toujours pas été élucidée. 4.2 Les amas de galaxies Divers phénomènes au sein des amas de galaxies témoignent de leur activité extrêmement riche : le cannibalisme des galaxies -- correspondant à la fusion de galaxies entre elles sous l'effet de la forte densité de galaxies dans les amas (au centre des amas, elle est 10 000 fois supérieure à la densité moyenne de galaxies dans l'Univers) -- qui aboutit à la formation de galaxies elliptiques géantes de taille 10 à 100 fois supérieures à une galaxie normale, ou bien encore les collisions frontales entre galaxies, expulsant probablement lors des chocs du gaz et des galaxies dans le milieu intra-amas, constitué ainsi en partie d'une grande quantité de gaz très chaud de 10 à 100 millions de degrés, dont la masse est équivalente à celle de toutes les galaxies de l'amas. Les amas contenant une galaxie cannibale sont en général des amas dits riches, qui regroupent plusieurs centaines de galaxies extrêmement brillantes (les amas dits pauvres n'en contiennent que quelques dizaines), des amas plus réguliers (forme régulière et symétrique) témoignant de la virialisation du système (les galaxies ont eu le temps de traverser une dizaine de fois l'amas sur l'âge de l'Univers). La masse dynamique estimée d'un amas riche est considérable, puisqu'elle atteint le million de milliards de masses solaires. 4.3 Les superamas de galaxies Les superamas de galaxies, découverts dans les années 1970, sont des indicateurs précieux de la structure à grande échelle de l'Univers ; compte tenu de leur extrême luminosité, ils sont détectables même aux plus grandes échelles. Ils témoignent également de l'évolution temporelle de notre Univers, puisque plus ils sont éloignés de nous, plus ils relèvent de son passé (du fait de la propagation à vitesse constante de la lumière -- 300 000 km/s --, la lumière qui nous parvient aujourd'hui des objets astronomiques a en fait été émise à des instants d'autant plus reculés qu'ils sont lointains). Une première constatation est la forte inhomogénéité de la densité de matière aux grandes échelles, qui se répartit en filaments (on parle également de murs ou de parois) et laissent une série de vides appelés « bulles «, dépourvus de concentration de matière ; cette morphologie de l'Univers -- semblable à une éponge -- fournit des indications précieuses sur les conditions physiques qui présidaient dans l'Univers primordial. À la différence des amas de galaxies, dont certains ont réalisé leur relaxation vers un état dynamique d'équilibre (théorème du viriel applicable), les superamas sont des systèmes dynamiquement jeunes (il faudrait plusieurs fois l'âge de l'Univers pour qu'ils se relaxent vers leur état d'équilibre). L'existence des superamas induit plusieurs interrogations auxquelles travaillent une partie des astrophysiciens du XXIe siècle : comment ces structures se sont-elles formées ? Quelle va être leur évolution et quelle est leur masse moyenne ? La détermination de cette dernière variable est décisive quant au destin de l'Univers, puisqu'elle permet de fixer en dernier ressort la densité moyenne de l'Univers qui conditionne sa géométrie et donc son évolution. Par ailleurs, la détermination de la constante de Hubble -- associée à l'expansion de l'Univers ( voir cosmologie) -- à partir de l'analyse des galaxies à grand décalage spectral, pose le problème de la décorrélation à apporter à la dynamique s'appliquant aux galaxies lointaines ; en effet, le grand décalage spectral de certaines galaxies d'un superamas résulte en partie de l'expansion de l'Univers, mais également de l'influence gravitationnelle qu'exercent les gigantesques concentrations de masse au sein desquelles les galaxies sont plongées. Microsoft ® Encarta ® 2009. © 1993-2008 Microsoft Corporation. Tous droits réservés.