Galaxies
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Formation d'étoiles
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Grand redshift
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Noyaux actifs
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Poussière
Amas de Galaxies
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Distribution de matière noire
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Formation
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Gaz intergalactique
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Lentilles gravitationnelles
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Traceurs cosmologiques
Ces dernières années ont apporté une moisson remarquable de résultats sur la formation des structures à la fois d'un point de vue quantitatif et qualitatif : observation de centaines de milliers de galaxies lointaines et jusqu'à des décalages spectraux de z=5-6, d'amas de galaxies en optique et en X, détection des grandes structures en formation et des fluctuations primordiales à l'origine des hétérogénéités auxquelles nous devons notre propre existence. Les expériences ballon (Archeops, Boomerang, Maxima) et le satellite WMAP combinées au « key program » pour la mesure de la constante de Hubble (HST) et à la détection de supernovae de type Ia (SNIa) distantes ont permis d'estimer la valeur des paramètres cosmologiques avec une précision inégalée. Cette précision est suffisante pour ne plus constituer une limitation importante pour la compréhension de la formation des structures. De plus, grâce à la puissance croissante des calculateurs et à l'utilisation de codes numériques à mailles adaptive, il est maintenant possible de simuler la formation et l'évolution des grandes structures de l'univers. Le point de départ pour les simulations, à savoir les fluctuations du fond diffus à 3°K, est maintenant bien déterminé mais paradoxalement , ce sont les structures visibles elles-mêmes, étoiles, galaxies, amas de galaxies et filaments à grande échelle dont la formation reste très mal comprise. Le passage de la physique de la matière noire, non dissipative, à la matière baryonique qui rayonne la lumière sur tout le spectre électromagnétique reste le point d'achoppement des modèles théoriques.
L'étude de la formation d'étoiles et des amas de galaxies nécessite une approche nouvelle si l'on veut avancer dans la compréhension physique de ces phénomènes. Cette approche fait appel à l'étude combinée des observations réalisées sur une large palette de longueurs d'ondes, du rayonnement radio aux rayons X et gamma, en passant par l'optique, l'infrarouge proche et lointain. Les observations utilisant les nouvelles générations de satellites (ISO, XMM, Chandra, HST) et les télescopes de la génération des 8-10 mètres (VLT, Keck) nous ont enseigné qu'il n'était plus possible d'étudier un phénomène physique à une échelle déterminée, celle des galaxies autour de la dizaines de kilo-parsecs par exemple, sans prendre en considération les échelles supérieur et inférieurs avec lesquelles elle interagit fortement : à l'échelle des étoiles d'abord avec l'influence des supernovae produisant des vents galactiques et à plus grande échelle, avec les rencontres multiples de galaxies lors de la formation des grandes structures, des amas de galaxies à la croisée des filaments aui s'étendent sur plusieurs mega-parsecs.
