Ces vingt dernières années, les relevés des vitesses radiales de galaxies nous environnant ont révélé que l’univers à grande échelle présente un entrelacs de feuillets et de filaments (cf. fig.1), les amas de galaxies se trouvant à l’intersection des structures. Les espaces vides (ou bulles) occupent une place prépondérante. Actuellement on estime la taille caractéristique des structures à environ 200 Mpc. (Dans cet exposé on suppose que la constante de Hubble H0 = 50 km/s/Mpc et le paramètre de décélération q0 = 1/2).
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. (583×411 12Ko)
Les galaxies ne représentent toutefois qu’une faible fraction de la densité cosmique. La matière noire constitue à elle seule près de 80% de la masse et un gaz ténu (densité de l’ordre de 10-3 atome/cm3) possédant une température de plusieurs dizaines de millions de degrés, contribue sans doute pour 15% ou plus; qu’en est-il de leur distribution spatiale?
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)
L’observation des grandes structures de l’univers nous apporte des informations précieuses sur la nature et la quantité de matière noire (matière ordinaire baryonique, neutrinos, particules « exotiques », … ?). Elle nous renseigne également sur l’origine des perturbations initiales de densité de cette matière qui ont évolué sous l’effet de leur propre gravité dans un univers dominé par l’expansion générale… pour donner le monde dans lequel nous vivons.
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.
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
