Historique de Marseille
| liens |
le 18/08/17
|
L’actualité du LAM | Le cours à l’Observatoire Historique de Marseille |
| Mis à jour le 18/08/17 |
|||
| Evolution des galaxies | |||||||
Le dogme d’immuabilité des cieux ayant été abandonné, il est naturel de penser que les galaxies doivent évoluer. Et par suite même, se former. Le problème de leur passé et de leur futur s’est rapidement posé, mais les moyens pour décrire cette évolution sont bien difficiles à apréhender. Aujourd’hui encore, les connaissances concernant la vie des galaxies sont encore fragmentaires. Cependant, de grandes lignes se dessinent et permettent de brosser un premier panorama des objets qui peuplent l’Univers.
Au début de l’Univers, la température est extrêmement élevée, et décroît rapidement avec l’expansion. La matière est totalement ionisée, et les particules chargées (protons et électrons) intéragissent en permanence avec les photons. Les échanges d’énergie entre photons et particules chargées équilibrent leurs températures. Ils empêchent la matière de s’effondrer sous l’effet de leur gravité pour former des structures (nous appellerons 'structures' les condensations de matière, galaxies, amas, super amas…).
380.000 ans plus tard, la température est tombée à 3.000 K. Dans cette relative douceur, les électrons se combinent aux protons pour former des atomes neutres d’hydrogène. Ce phénomène est la recombinaison (terme consacré, mais bien mal choisi puisque ces particules n’avaient jamais été combinées avant…). Les atomes neutres n’intéragissent presque plus avec les photons, et ceux-ci peuvent alors suivre une trajectoire en ligne droite, sans être perturbés. La matière (atomes) et le rayonnement (photons), sont maintenant découplés, et vont vivre une vie indépendante. Découplés signifie qu’ils n’échangent plus (beaucoup) d’énergie, et n’équilibrent plus leur température. Matière et rayonnement pourraient, éventuellement, évoluer différemment en température.
Les atomes sont maintenant soumis à la gravité, sans les perturbations des photons. Là où la densité est un peu plus grande, la gravité est un peu plus forte, et attire des particules nouvelles. Celles-ci augmentent la masse, donc aussi la gravité, ce qui fait que le grumeau devient de plus en plus attractif, et doit grossir avec le temps.
Ces grumeaux sont-ils les ancêtres des grandes structures (galaxies ou amas de galaxies) ? Il est logique de répondre par l’affirmative. Cependant, on a trouvé une difficulté dans cette filiation. L’effondrement gravitationnel a commencé, nous l’avons vu, au moment de la recombinaison. A quelle époque cela s’est-il produit ?
La réponse à cette question est simple : l’univers se refroidissait. Tant qu’il était au-dessus de 3.000 K, l’énergie ambiante suffisait à ioniser les atomes qui se seraient formés (par capture des électrons par les noyaux atomiques), et les électrons étaient donc libres. Particules chargées, ils interagissaient continuellement avec les photons, les diffusant dans toutes les directions. Ceci donnait un effet un peu analogue au bleu du ciel, ou à la lumière laiteuse du brouillard : de la lumière venant de toutes les directions, mais ne pouvant se propager au loin. Pour que ceci cesse, il fallait que les électrons soient piégés par les noyaux atomiques dans la recombinaison.
La recombinaison a eu lieu au moment où le température a passé, en descendant, la borne des 3.000 K.
Ce premier rayonnement libre est celui que nous captons aujourd’hui sous la forme du CMB, le fond diffus cosmologique, que l’on mesure à 3 K (à peu près). C’est un rayonnement de corps noir. La différence de température entre 3.000 K lors de la production, et 3 K aujourd’hui, est due à l’expansion de l’univers entre ces deux dates, qui a étiré toutes les distances, et en particulier les longueurs d’onde.
Un rayonnement émis à la longueur d’onde λ, doit nous arriver avec une longueur d’onde plus grande, et doit donc nous paraître plus froid. La température est proportionnelle à la longueur d’onde, donc une température 1.000 fois plus faible (3 K par rapport à 3.000 K) correspond à une longueur d’onde agrandie 1.000 fois (T = (1 + z) T0, T0 étant la température du rayonnement aujourd’hui). Par conséquent, le décalage spectral z, au moment de la recombinaison, est de l’ordre de z = 1.000.
Ce rayonnement a été observé depuis assez longtemps et sa température mesurée avec de plus en plus de précision par trois satellites successifs : COBE, WMAP, Planck. Les trois ont donné la même image, mais de plus en plus fine. Les fluctuations de température sont de l’ordre du 100.000e. Agrandies 1.000 fois, elles devraient être de l’ordre du 100e aujourd’hui. Or les grandes structures de l’Univers aujourd’hui sont cent fois plus grandes ! Une telle erreur est significative, il est impossible de l’ignorer.
Le problème vient de la date de début de l’effondrement : au moment de la recombinaison (z = 1.000), il est trop tard… Si l’effondrement avait commencé plus tôt, le problème ne se poserait pas. Mais les photons l’ont interdit tant qu’ils étaient couplés à la matière par l’interaction électromagnétique. Alors, les astrophysiciens ont trouvé une parade : ils supposent l’existence d’une matière massive, mais non sensible à l’interaction électromagnétique. Celle-ci a pu très bien commencer à former des grumeaux bien avant la recombinaison, puisque les photons ne la génaient pas. Et au moment de celle-ci, les atomes libérés du rayonnement ont été attirés par les grumeaux de cette matière déjà formés, et les structures telles que nous les observons ont pu se constituer.
Cette matière hypothétique est la matière noire. Son existence et ses propriétés sont déduites de ce problème qu’on ne sait pas résoudre autrement. Mais on ne l’a jamais observée.
Quand commence-t-elle à s’effondrer ? Les photons ont de l’énergie qui se communique par interaction aux particules, et les empêche de se condenser. D’après l’équivalence masse-énergie (E = m c2), on peut aussi exprimer la matière en termes d’énergie, et la comparer au rayonnement. Au début, l’énergie des photons l’emporte largement sur celle des particules. Mais les choses changent : avec l’expansion, les particules (matière et photons) se diluent dans l’espace et leur densité diminue comme 1 / R3 (comme le volume ; quand les dimensions sont multipliées par 2, le volume est multiplié par 8). Mais pour les photons, lorsque la dimension double, la longueur d’onde double aussi, et l’énergie du photon est divisée par 2. Cette énergie diminue donc comme 1 / R pour chaque photon. Donc, la densité d’énergie des photons diminue comme 1 / R3 × 1 / R = 1 / R4.
La densité d’énergie des photons diminuant plus vite que celle de la matière, quelle que soit sa domination initiale, elle deviendra minoritaire au bout d’un certain temps. Pour cela, dans l’évolution de l’univers, on parle d’ère du rayonnement au début, puis d’ère de la matière ensuite. Cette transition se produisit lorsque le décalage spectral était 10 à 100 fois plus grand qu’à la recombinaison, donc compris entre 10.000 et 100.000 ; l’ère du rayonnement a été brève.
Lorsque la matière (normale et noire) prend le dessus, la matière noire commence à s’agglutiner puisqu’elle ne ressent pas l’interaction électromagnétique. Les grumeaux qu’elle forme alors seront les germes des grandes structures : la matière baryonique, libérée des photons après la recombinaison, tombera sur eux.
Sur ce schéma, le trait en pointillés décrit l’expansion de l’univers. Le trait continu montre comment évolue le diamètre d’une structure. Malgré son autogravité, elle continue de grossir, entraînée par l’expansion. Cependant, sa densité croît peu à peu, augmentant progressivement sa gravité. Lorsque celle-ci atteint à peu près le double de la densité critique (celle qui est à la limite entre l’expansion perpétuelle et la contraction), la dilation s’arrête, le rayon passe par un maximum, et la contraction commence.
Avec la contraction, la température augmente, et tend à la freiner. La pression produite finit par stopper la contraction, et un rebond apparaît. Après quelques oscillations, l’objet se stabilise à sa taille définitive.
L’observation des galaxies dans leur jeune âge est difficile, parce qu’on en reçoit très peu de lumière, et parce que celle-ci est fortement décalée vers le rouge : il faut les chercher à grand z.
La mesure du décalage vers le rouge est délicate. Pour les galaxies très lointaines, il n’est pas possible de détecter des raies spectrales, de prendre un spectre. Alors, il faut trouver d’autres moyens. La grande distance de ces objets, inconvénient majeur pour leur étude, se tourne en avantage. A cause de l’éloignement, la lumière qui nous en parvient a parcouru une très grande distance dans l’Univers, et a rencontré beaucoup d’atomes d’hydrogène. L’absorption a fait son œuvre.
Le schéma ci-dessous montre la chute brutale de la section efficace à 911,2 Å :
section efficace de photoionisation
Le schéma montre les limites pour les 5 premières séries de raies de l’hydrogène. La série de Lyman correspond à l’atome d’hydrogène dans son état fondamental, donc dans un milieu relativement froid.
Il s’ensuit que les photons de longueur d’onde inférieure à 911,2 Å sont éliminés, et laissent un manque dans le spectre. L’intensité du spectre monte donc brutalement à cette longueur d’onde, c’est le saut de Lyman :
saut de Lyman
Si l’émetteur est proche, on observe le saut de Lyman à cette longueur d’onde. S’il est lointain, le saut est décalé vers le rouge, on l’observe dans le visible ou même l’infrarouge. Son observation permet de déterminer le décalage vers le rouge. Il existe d’autres sauts qui permettent de déterminer ou de confirmer ce décalage.
Il est logique de penser que les galaxies évoluent. D’ailleurs, notre Voie Lactée, au taux de formation actuel, n’aurait pas eu le temps de se former. Donc le taux de formation d’étoiles y a été plus évolué dans le passé.
Mais rien ne vaut une preuve observationnelle. Et on l’obtient en considérant la couleur globale des galaxies.
En observant des galaxies de plus en plus lointaines, on a déterminé une proportion de galaxies bleues beaucoup plus grande dans les amas lointains que dans les amas proches (évidemment après correction du décalage spectral !). Cette différence est nommée effet Butcher-Oemler. Ceci s’explique très simplement : dans leur jeunesse, les galaxies contenaient beaucoup de gaz, et formaient de nombreuses étoiles. Parmi celles-ci, les bleues, massives et chaudes, sont prépondérantes et donnent la coloration globale. Plus tard, la formation s’est ralentie, et les étoiles vieilles deviennent prépondérantes avec leur lumière rouge. Mais ceci n’est pas si simple. On a pu déterminer le taux de formation d’étoiles, dans une galaxie typique, en fonction du temps. Ce taux est loin d’être constant :
taux de formation d’étoiles Bowens et Illingworth, 2006
Ce diagramme est connu sous le nom de celui qui l’a proposé : diagramme de Madau (Madau et al. 1996, MNRAS 283, 1388). La formation d’étoiles a eu son heure de gloire vers z = 4, où elle présente un maximum. On peut être surpris par ce maximum, qui n’est pas au début ! En effet, le raisonnement qu’on a fait plus haut consistait à dire que la quantité de gaz disponible ne pouvait que diminuer, par sa conversion progressive en étoiles.
Ce schéma montre que la formation n’était guère plus élevée qu’aujourd’hui pour de grands z. Il faut en conclure que la quantité de gaz disponible a évolué avec le temps. On conçoit un apport de gaz progressif en provenance de l’espace intergalactique, dans les amas. Des nuages de gaz tombent sur les galaxies, et relancent la formation d’étoiles. Cette relance a été maximale vers z = 4.
Si les galaxies étaient isolées, le gaz décroîtrait exponentiellement sur 3 milliards d’années. Il faut donc qu’il y ait un apport de gaz. D’autre part, la métallicité augmente moins que si la galaxie était isolée. Par conséquent, on doit envisager un apport de gaz frais plus ou moins régulier au cours du temps.
Comme la formation d’étoiles, le phénomène d’activité des noyaux a eu son heure de gloire il y a longtemps. Produite par le trou noir central qui accrète du gaz (ou des étoiles), l’activité a besoin de matière abondante à proximité. Aujourd’hui, il ne reste que les galaxies de Seyfert, possédant un petit trou noir central.
distribution des 23.000 quasars du catalogue 2dF Croom et al. 2004
Ce schéma montre que les quasars étaient très actifs pour z autour de 1,6. Ce qui correspond à 4 milliards d’années après le Big Bang.
Depuis quelques années, on à découvert des galaxies naines autour de la Voie Lactée. La surprise est qu’elles se trouvent toutes dans un même plan, quasiment perpendiculaire au plan de la Voie Lactée. Les habitudes de pensée newtonniennes nous font imaginer une répartition pratiquement sphérique. Et maintenant, les simulations numériques incluant la matière noire montrent de nombreuses condensations de matière noire (des grumeaux), qui attirent la matière baryonique et lui permettent de s’effondrer en étoiles et galaxies naines. Mais leur distribution est sphérique.
Les modèles de matière noire ne prédisent donc pas ce qu’on observe, ce qui amène certains à en nier l’existence : il faudrait trouver autre chose pour résoudre les problèmes. Mais c’est sans compter sur l’imagination des autres théoriciens. En fait, les simulations montrent que la matière noire forme, au cours du temps, des filaments qui se croisent. Aux croisements, se trouve une forte condensation, donc une gravité plus importante. C’est là que se forment les structures, les amas de galaxies. Dans les filaments, la gravité est plus faible, et les objets capables de s’effondrer sont moins massifs. Ce sont les galaxies naines. Cette solution prévoit donc qu’elles sont naturellement alignées le long des filaments. Si on considère que la Voie Lactée est presque perpendiculaire au filament, on conçoit que les galaxies naines aient cette répartition.
Les observations, comparées aux simulations, montrent un autre problème : dans la matière noire, des milliers de grumeaux se forment, qui devraient accréter autant de galaxies naines. Or autour de la Voie Lactée, on compte quelques dizaines de galaxies naines&hellp; Pourquoi si peu ? Première idée, bien sûr, parce que la matière noire n’existe pas. Mais ses tenants ont une parade. Les grumeaux ne sont pas assez massifs pour former tous des galaxies naines assez brillantes pour être observables. Ce sont des grumeaux noirs, et ils ne seront jamais observables en lumière visible.
Il se peut aussi que les grumeaux les moins massifs ne forment que des galaxies naines faibles, non détectables aujourd’hui. Les nouveaux télescopes de la classe des 40 m, en construction, nous les feront découvrir. Pour l’instant, nous ne savons pas si elles attendent d’être découvertes, ou si elles n’existent pas.
Ces idées sont rassurantes, elles sauvent la matière noire !
Notre voisine Andromède possède aussi des galaxies naines, qui tournent aussi dans un plan, encore plus mince que celles de chez nous. Elles s’étendent sur plus d’un million d’années lumière, avec une épaisseur de seulement 40.000 AL. Les meilleurs simulations de matière noire n’expliquent pas cette répartition. Par contre, les mouvements de ces galaxies naines seraient parfaitement expliqués si elles provenaient de la capture d’une grande galaxie, dont elles seraient les débris. La direction de chute de cette galaxie donnerait alors tout naturellement le plan dans lequel se déplacent les débris.
Qu’on envisage l’existence de la matière noire ou pas, il y a des problèmes dans les modèles. Et les idées pour sauver ces modèles ne manquent pas. Le seul ennui est qu’aucune de ces idées n’est vérifiable actuellement.
Andromède est une grande galaxie, et sa proximité permet une étude fine. En particulier, on s’est intéressé aux galaxies naines qui gravitent autour, et qui ont produit à tout le moins une surprise. Les dernières ont été découvertes récemment (2013), et ont conforté l’idée que l’on avait depuis quelques années. On a détermiuné les paramètres cinétiques de 15 galaxies naines qui orbitent autour d’Andromède, dans un même plan. De plus, 13 d’entre elles tournent dans le même sens. Il est très difficile d’envisager une telle répartition due au hasard. Il est donc nécessaire de trouver une explication.
Pour répondre à cette question, on remarque d’abord que la Voie Lactée n’est qu’à 1 degré du plan orbital de ces galaxies. La tentation d’envisager une collision passée entre ces deux objets est donc forte. Mais il y a un problème. En effet, les galaxies naines qui se sont formées par effondrement contiennent de la matière noire, qui a provoqué leur formation. Alors que les galaxies naines débris de collisions, nommées naines de marées, n’en contiennent pas, ou très peu. Or les naines qui entourent Andomède en contiennent beaucoup. Ce qui amène à chercher une autre explication.
Jenny C. Richardson et al. 2011
Le grand cercle vert indique les limites de l’observation, son rayon est de 150 kpc. Les taches cerclées de bleu sont les galaxies naines satellites déjà connues. Celles cerclées de rouge ont été découvertes grâce à cette observation (PAndAS, Pan-Andromeda Archaeological Survey). PAndAS a été mené par la caméra Megacam, au CFHT (Canada-France-Hawai Telescope).
Les galaxies naines apparaissent comme des sur-densités d’étoiles géantes rouges, à faible métallicité. En effet, à la distance d’Andromède, le télescope ne permet pas de détecter les étoiles de la séquence principale ; ceci est donc la limite de l’observation. La spectroscopie est encore plus limitée bien sûr, et ne permet d’observer que les plus brillantes de ces géantes.
Parmi les galaxies naines d’Andromède, And XXVII est une exception : elle fait partie d’un flot d’étoiles semblables (visible sur l’image), et l’ensemble pourrait être les débris d’une interaction de marées avec M31. D’autres flots sont bien visibles, qui entourent la galaxie. Ces flots d’étoiles provienent très certainement de reste de galaxies accrétée par Andromède. Il y a aussi d’autres structures visibles formées d’étoiles. Et enfin, des groupes d’étoiles semblant provenir de M33 (en bas à gauche).
Cette image montre une densité surfacique de galaxies naines à peu près constante jusqu’aux limites de 150 kpc, ce qui correspond à une décroissance radiale en 1 / r (r étant la distance au centre de M31). Ce résultat est en conflit, au moins apparent, avec les simulations cosmologiques.
Toutes ces structures, habituellement invisibles, témoignent d’un passé tumultueux de notre voisine. D’ailleurs, les populations d’étoiles d’Andromède sont très différentes selon la région, témoignant d’origines différentes.
Les grandes structures, amas et super amas, se sont-elles formées en premiers, les galaxies se formant ensuite en leur sein, ou bien se sont-elles formées au contraire par coalescence de galaxies ?
L’observation donne une indication, et favorise nettement le second scénario :
Les petites entités, galaxies naines, amas globulaires, se sont formées au début de l’univers vers z = 20, pas accrétion sur les grumeaux de matière noire. Les galaxies se sont formées ensuite par fusion des galaxies naines, vers z = 4. Enfin, les amas ont commencé à se construire vers z = 0,1. les super amas ne commencent leur formation qu’aujourd’hui.
Les grandes structures évoluent sans que les galaxies qui en font partie ne fusionnent entre elles. Ce sont en fait les halos de matière noire qui fusionnent.
Les observations par lentilles gravitationnelles montrent en effet que la masse s’est répartie de manière relativement uniforme, et non, comme on pourrait l’attendre, avec des fluctutations correspondant au galaxies. On l’explique en considérant que la matière noire, qui baignait chaque galaxie, a fusionné en un halo commun, alors que la matière baryonique est restée individualisée. Pourquoi ? Ceci reste à expliquer le jour où on saura ce qu’est la matière noire.
Le gaz intra amas, qu’on observe en rayons X, montre une même répartition, car à sa température élevée, il est en équilibre dans le puits de potentiel gravitationnel de l’ensemble.
La matière noire étant très mal connue, c’est le moins qu’on puisse dire, on ignore en particulier comment elle s’est comportée au moment où elle s’est découplée des photons, vers z = 10.000 à 100.000. Ses particules étant massives, il est évident qu’elle ne pouvaient se déplacer à la vitesse de la lumière. Mais elles pouvaient en être très proche, l’énergie disponible étant très énorme. L’était-elle ? Là est la question, et elle n’est pas tranchée.
Si la vitesse des particules de matière noire était très proche de la vitesse de la lumière, on dit qu’elles étaient relativistes, et chaudes (puisqu’elle avaient une grande énergie cinétique). Dans le cas contraire, on dit que c’est de la matière noire froide. Ne sachant pas, on a construit des modèles pour les deux cas.
Les propriétés de la matière noire chaude (HDM, Hot Dark Matter) sont :
Ce modèle est appelé top-down (des plus grands aux plus petits).
Problèmes :
Il est évident que les neutrinos sont des particules de matière noire chaude ! En effet, on sait depuis une dizaine d’années qu’ils ont une masse. On sait par ailleurs qu’ils interagissent très peu avec la matière, ce qui fait que nous ne les craignons pas, et les rend si difficiles à détecter.
Ils remplissent donc le cahier des charges de la matière noire. Et comme leur vitesse, grâce à leur très faible masse, est très proche de celle de la lumière, c’est de la matière noire chaude. Elle existe donc !
Les neutrinos sont apparus pendant quelques temps comme des candidats magnifiques pour la matière noire. Mais lorsqu’on a pu déterminer une limite supérieure à leur masse, on a vu que, même extrêmement nombreux, ils sont loin d’expliquer la masse manquante. Il faudra trouver autre chose…
Lors de leur découplage avec les photons, les particules de matière noire chaude étaient relativistes, et le sont restés. Du fait de leur très faible taux d’interaction avec la matière ordinaire, elles ont un libre parcours moyen presque aussi grand que l’horizon (qui est limité par la distance parcourue par les photons). De ce fait, elles exercent une faible pression sur un volume de l’ordre de celui de l’Univers observable. Elles ne forment pas de petites accumulations de masse, donc pas de petites structures.
C’est le modèle de la matière noire froide CDM, Cold Dark Matter. Les particules de matière noire sont lentes (devant la vitesse de la lumière) lorsqu’elles se découplent des photons. Elles ont un libre parcours moyen bien plus petit que celui des particules chaudes, et donc leurs interactions avec la matière portent sur des distances bien plus faibles. Et les structures qui se forment les premières sont plus petites que dans l’autre modèle. Par conséquent, les grandes structures ne pourrons se former que plus tard, par acrrétion des petites déjà formées. Ce modèle est donc bottom-up, ou hiérarchique.
Les galaxies se forment par fusion de galaxies naines, qui elles-mêmes se forment par effondrement gravitationnel. Les amas se forment ensuite par rassemblement de galaxies.
Ce scénario a été envisagé dès les années 70, lorsqu’on a découvert les premières galaxies naines en orbite autour de la Voie Lactée. Proches, soumises à une gravité intense, elles subissent des forces de marées très vives, qui les perturbent. De plus, leur orbite les amène à passer dans le plan du disque, où elles subissent une friction importante et donc un freinage. Toutes ces perturbations peuvent les détruire, et laisser derrière elles une traînée d’étoiles, un peu comme une comète se désagrège et abandonne sur son orbite les poussières et gaz qui la constituaient.
Des deux modèles, le modèle CDM représente le mieux les observations, c’est donc celui qui est privilégié à l’heure actuelle.
Pas vraiment !
Le premier scénario invoqué pour la formation des galaxies spirales est l’effondrement d’un grand nuage de gaz et poussières qui s’aplatit en tournant, et forme le bulbe en son centre, et les étoiles du disque plus loin. Ce scénario, nommé effondrement monolithique, est battu en brèche aujourd’hui. L’effondrement est suffisamment lent pour que des étoiles se forment avant qu’il ne se termine. Le système des premières étoiles est donc épais, c’est un sphéroïde. On pense maintenant que le bulbe se forme ainsi.
Par contre, le disque se construit petit à petit, par apport de gaz qui va former de nouvelles étoiles. Cette variante du scénario est nécessitée par l’observation du taux de formation d’étoiles, dont la maximum n’est pas au début, impliquant cet apport progressif.
Les étoiles les plus éloignées du plan du disque, sont donc celles qui se sont formées pendant son effondrement, donc tout au début. Par conséquent, les plus vieilles. Or on observe justement que les étoiles sont d’autant plus vieilles qu’elles sont plus éloignées du plan. Ce scénario semble donc représenter correctement la formation des galaxies spirales.
Une autre observation est importante, concernant notre Voie Lactée. Le halo d’étoiles qui entoure le disque est plus petit que le disque lui-même. Ceci indique que le nuage qui a formé notre Galaxie à son début était de la taille du halo, et non du disque actuel. Celui-ci s’est donc formé après.
L’effondrement monolithique n’est donc pas le modèle qui convient pour la formation des spirales. Celles-ci se sont formées par l’effondrement d’un nuage de masse moyenne, qui a donné le bulbe et une petite partie du disque. Ensuite, l’accrétion de nuages de gaz provenant du milieu intergalactique a alimenté le disque, et produit le taux de formation stellaire maximum qu’on observe vers z = 4. Mais l’effondrement monolithique convient bien pour expliquer l’existence de galaxies elliptiques très tôt après le Big Bang, puisque l’observation de celles-ci à grand décalage vers le rouge montre qu’elles sont déjà formées, et évoluées. Il est donc probable que des mécanismes différents aient coexisté, et que les choses ne soient pas aussi simple qu’on le souhaiterait !
Pour la formation des grandes structures (amas de galaxies), le scénario hiérarchique est actuellement privilégié.
Les bébés-galaxies sont le plus souvent des flambées d’étoiles encore enfouies dans leur cocon de gaz et de poussières. Leur rayonnement, celui des poussières chauffées par les étoiles, ne sort que dans l’infrarouge, et le décalage spectral l’amène dans le millimétrique. En micro ondes, les galaxies lointaines sont plus brillantes que les proches (en apparence).
Les premiers objets qui s’effondrent ont une masse de 1.000 masses solaires. Ils s’agglutinent pour former de petites galaxies. Leur décalage est entre z = 2 et z = 10.
La proportion de matière noire dans les amas de galaxies est estimée à 6 fois celle de matière baryonique. Le modèle CDM reproduit le mieux les observations. De plus, on a observé un effet en 2005 en corrélant les cartes de WMAP et de celles du Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Cet effet est un bleuissement des photons qui traversent une grande structure, comme un amas de galaxies massif.
Cet amas (500 millions d'années-lumière) produit un puits de potentiel important, dans lequel les photons se font piéger. Ils tombent donc dans ce puits, et perdent de l’énergie potentielle. Si c’étaient des particules de matière, ils gagneraient de l’énergie cinétique, donc de la vitesse. Mais ce n’est pas possible pour des photons, qui voyagent déjà à leur vitesse limite. Il faut donc que cette énergie potentielle soit transformée autrement. La seule possibilité est de modifier l’énergie du photon c’est-à-dire sa longueur d’onde (E = ℎ ν). Ainsi, le photon qui tombe dans le puits de potentiel de l’amas doit bleuir. Mais l’amas n’est pas un trou noir, et le photon en ressortira. Pour cela, il va regagner l’énergie potentielle qu’il avait perdue à l’entrée, et par conséquent rougir autant qu’il avait bleuit. Le résultat serait donc une couleur inchangée.
Mais c’est compter sans l’accélération de l’expansion de l’Univers. Pendant le voyage du photon dans l’amas, ses dimensions augmentent. Elles augmentent moins que l’expansion le voudrait, car la gravité s’y oppose. Mais le puits de potentiel diminue donc par une certaine dilution de la masse dans un volume plus grand. Du coup, le photon perd moins d’énergie pour sortir du puits de potentiel qu’il n’en a gagné en y entrant. Par suite, le photon reste plus bleu qu’il n’était avant la rencontre avec l’amas.
Cet effet prévu, ayant été observé, favorise le modèle de matière noire froide, avec énergie noire…
Les observations du Hubble Deep Field (pose de plusieurs jours dans une zone du ciel où il n’y a aucun objet proche) semblent montrer que près de 25 ;% des galaxies lointaines qu’on y voit étaient irrégulières contre 7 % seulement aujourd’hui. Cette seule observation suffit à prouver que les galaxies ont effectivement changé depuis le temps ainsi observé.
---=OO=---