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La matière noire dans les amas de galaxies

L'émission en X du gaz chaud

 

Images de l'amas de Coma (1 Mpc de côté) en visible (à gauche) et en rayons X (à droite), à une échelle plus grande (l'insert montre l'image visible). L'image en visible montre principalement les galaxies, celle en rayons X principalement le gaz chaud, qui occupe l'espace entre les galaxies. D'autres types d'observations mettraient-elles en évidence une troisième composante ?


Les amas de galaxies ne contiennent pas juste des galaxies, un grand nombre d'entre eux est rempli de gaz extrêmement chaud (10-100 millions de degrés) et de faible densité (1000 particules/m3). Ce gaz est distribué de façon beaucoup plus diffuse et étendue que les galaxies, comme le montre par exemple l'image précédente ; il remplit l'espace entre les galaxies et constitue la composante dominante des amas, représentant une masse bien plus importante que les galaxies elles-mêmes. A ces températures, il est totalement ionisé, il s'agit d'un plasma. L'état thermodynamique de ce gaz peut nous apprendre plusieurs choses sur l'amas. Pour cela, adoptons une hypothèse courante dans ce domaine et supposons que le gaz est en équilibre hydrostatique. Ceci signifie qu'il n'y a pas de grands mouvements d'ensemble et donc que les forces de pression sont parfaitement équilibrées avec les autres forces présentes. Dans ce cas, le gradient de pression dans le gaz est relié à la pesanteur locale, selon l'expression connue de tout étudiant qui affronte la statique des fluides (mais que vous pouvez passer allègrement si vous n'êtes pas à l'aise avec les formules) :


Or, on peut calculer la pression du gaz pourvu qu'on connaisse la température et la densité (dans le cas des gaz parfaits, souvent adapté dans ce contexte, la pression est proportionnelle à la densité de masse et à la température). Ces deux grandeurs peuvent être mesurées en étudiant le rayonnement thermique émis par ce gaz, qui se trouve principalement dans la gamme des rayons X à ces températures. On peut en tirer deux sortes d'information : d'une part les propriétés spectrales (la décomposition en longueurs d'onde) révèlent la température T du gaz, alors que l'intensité du rayonnement (la quantité totale d'énergie reçue) permet de remonter à la densité de gaz émetteur. Les progrès de ce type d'observations ont naturellement suivi ceux des détecteurs de rayons X. Après les précurseurs SAS1, Ariel-V, Exosat, Ginga, Rosat, etc..., les derniers instruments en piste XMM-Newton et Chandra (aux caractéristiques assez complémentaires au niveau sensibilité spectrale -- capacité à déterminer l'énergie de la radiation reçue -- et résolution angulaire -- capacité à distinguer des sources proches) permettent d'obtenir des spectres de différents points des amas. On dispose maintenant d'une résolution suffisante pour produire des cartes détaillées de température et de densité dans les amas, et donc de déterminer la répartition de la masse dans l'amas.

 

Emission X dans l'amas de Fornax vu par Chandra (à gauche), et dans l'amas de Coma vu par XMM-newton (à droite).

Le résultat est que la masse visible (essentiellement le gaz) constitue environ 10 % de la masse totale des amas.

Les observations permettent aussi de vérifier que l'hypothèse d'équilibre hydrostatique. Dans les quelques cas où elle ne l'est pas, c'est qu'il s'est passé quelque chose de violent dans un passé relativement récent. Les écarts à cet équilibre permettent alors de comprendre l'évolution passée de l'amas, par exemple de retracer l'histoire d'une collision avec un autre amas.

Un amas de galaxies en train de se faire arracher du gaz par une voisine un peu agressive... A droite une image en rayons X prise par XMM. On y voit en haut un sous-partie de l'amas dans laquelle le gaz est plus froid (en bleu). A droite, une simulation numérique permet de comprendre ce qui s'est passé : la petite structure est passé près de la grande en lui arrachant du gaz. C'est un exemple dans lequel l'hypothèse d'équilibre hydrostatique ne serait pas vérifiée.




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