fig 1: Le relevé de Las Campanas (1996) montrant la distribution à 3 dimensions des galaxies et souligne la topologie "en éponge" de l'univers. (583x411 12Ko)
La matière noire, dont l'existence a été inférée dès 1931 par l'observation des vitesses des galaxies individuelles dans les amas, est par définition invisible. Le gaz, quant à lui, est détecté dans la bande X mais uniquement dans les amas de galaxies, là où il est particulièrement chaud et dense. Cependant, les simulations numériques prédisent que la matière noire et le gaz sont distribués selon un réseau de filaments (fig 2), analogue à celui qui est observé dans la distribution des galaxies.
fig 2: Trois facons de "voir" la distribution de la matière dans l'univers local. Ces trois cartes représentent la même région (200 Mpc/h de côté) et proviennent de simulations numériques; elles illustrent les propriétés à grande échelle de la matière.
Bleu: L'émissivité du gaz X. Seules les régions les plus denses et les plus chaudes sont visibles (amas de galaxies).
Blanc: La répartition de la matière noire qui montre bien la structure filamentaire de l'univers et la densité sous-jacente.
Rouge: La carte en température du gaz X. Les régions noires ont une température inférieure au million de degrés; les filaments (rouge) sont à quelques millions de degrés; les noeuds des structures ou amas de galaxies (jaune-blanc) dépassent les 50 millions de degrés. (Simulations par R. Teyssier)
En outre, la formation et l'évolution des structures dépend d'une manière cruciale de la densité moyenne de l'univers (paramètre q0) qui elle même gouverne la géométrie et le destin de l'univers: vivons nous dans un univers plat ou en expansion indéfinie?
L'observation des structures locales - après quelque 12 millards d'années d'évolution - ne suffit pas pour apporter des réponses définitives à ces questions fondamentales. Il faut entreprendre des investigations plus lointaines et donc à des époques plus reculées où les structures - et les amas de galaxies - étaient plus jeunes et par conséquent, moins évolués voire encore en formation. En comparant les observations aux simulations numériques, il sera alors possible de contraindre fortement les scénarios et les constantes de la cosmologie.
Plan du document:
- Observer la structure à grande échelle de l'univers lointain
- Notions de base: La distribution de matière dans l'univers
- Details: Les applications scientifiques du XMM-LSS
Notes
Décélération (paramètre de) (qo): Donne le taux actuel de ralentissment de l'expansion de l'univers. Ce paramètre est directement lié à la densité moyenne de l'univers. Plus l'univers est dense, plus l'expansion se ralentit, pouvant même à terme, s'inverser : qo=1/2 (valeur critique) correspond à la limite entre un univers (ouvert) en expansion indéfinie et un univers (fermé) se recontractant sur lui-même
